Hubble imaging of V1331 Cygni: Proper motion study of its circumstellar structures
年轻的恒星V1331 Cyg之所以受到关注，是因为它被一个光学的弧形反射星云所包围。V1331 Cyg通常被认为是过去经历过FU-Ori（FUOR）爆发的对象的候选者。这反过来又可能导致随时间变化的尘埃弧的外观，可以通过多历元成像揭示。特别是，然后可以尝试对尘埃弧进行径向颜色分析，以检查径向粒度分布是否被先前的FUOR风修改。我们在2009年使用哈勃太空望远镜（HST）获得了V1331 Cyg的第二个历元图像。通过与2000年的档案HST数据进行比较，我们研究了星周星云的时间演化。在使用模型点扩散函数进行点扩散函数减法之后，我们使用定制的例程来执行自行分析。星云的膨胀首先是通过对两个历元的径向亮度剖面进行去卷积和相关得到的。来自其他设施TLS，UKIDSS，SPITZER和HERSCHEL的其他数据也被纳入，以提高我们对恒星环境，视角，双极流出长度和FUOR现象的理解。派生的径向颜色配置文件并不表明尘埃颗粒大小的空间分离。赫歇尔160微米的图像显示了当时可能存在于外弧中的尘埃的热辐射。通过观察V1331 Cyg几乎在极点上，双极流出的长度远远超过了先前的估计。外弧扩张的时间尺度与CO环的注入时间一致，这支持了几千年前发生爆发的假设。外弧的方位角颜色变化可能是由于散射角的变化，由尘埃配置的倾斜或螺旋几何形状施加。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
The Effect of Continuum Elimination in Identifying Circumstellar Dust around Mira
渐近巨星分支（AGB）恒星是宇宙尘埃的主要贡献者。通常，AGB恒星周围的尘埃是通过辐射转移（RT）建模，或通过简单的解构观察到的光谱。然而，所采用的方法各不相同。使用档案光谱，光度，和时间的原型尘埃星，米拉的数据，我们确定其星周硅酸盐尘埃颗粒。这是通过将观测到的光谱特征的位置和宽度与实验室数据相匹配来实现的。为了正确地进行这种比较，有必要考虑连续谱发射。在这里，我们调查的各种方式，在其中一个连续的观测光谱和它如何影响光谱特征的解释被淘汰。我们发现，虽然精确的连续体形状和温度不会对尘埃光谱特征的位置和形状产生关键影响，但重要的是要以特定的方式消除连续体。重要的是要了解什么有助于光谱，以消除连续的方式，允许与实验室光谱的候选尘埃物种进行比较。我们的方法适用于光学薄系统，如米拉。更高的光学深度将需要RT建模，这不能包括许多不同的潜在天体矿物，因为缺乏复杂的折射率。最后，我们发现，Mira所表现出的经典硅酸盐特征与真正的无定形硅酸盐本身并不一致，但可能最好用小的氧化铝贡献来解释，以匹配所观察到的10微米特征的FWHM。
2021-07-28 astro-ph.SR
Imaging the Cool Hypergiant NML Cygni's Dusty Circumstellar Envelope with Adaptive Optics
我们目前的亚弧秒角分辨率，高斯特列尔比中红外自适应光学图像的强大的OH/IR源和冷超巨星NML天鹅在8.8，9.8和11.7微米。这些图像再次揭示了这颗恒星周围尘埃封套的复杂性。我们在空间上解决了物理结构（半径~0.14”，~240 AU，采用1.74 kpc的距离）负责NML天鹅座的深10微米的硅酸盐尘埃吸收功能。我们还发现了一个不对称的过剩，在距离约0.3”至0.5”（约520至870 AU），从恒星西北。这种多余的颜色与热的、光学上薄的尘埃的热发射相一致。这种过剩是在天鹅座OB 2星协的方向，很可能是由于NML天鹅座的尘埃风与近紫外辐射通量从天鹅座OB 2内的大质量热恒星的中断。这种相互作用在我们之前的论文（Schuster et al. 2006）中进行了预测，以解释在光学波长下观察到的反向光解离区域的几何形状。
2009-04-29 astro-ph.SR
Emission activity of the Be star 60 Cygni
本文给出了天鹅座60号Be星H $α$谱线轮廓的光谱分析结果。我们提出了1992 - 2016年期间H $α$线轮廓的等效宽度的时间演化和1995 - 2016年期间的$V/R$变化。我们分析了来自Ondejov天文台和BeSS数据库的数据。在1992年至2016年期间，该恒星的拱星盘出现了两次，第二个周期显示出更强的发射活动。我们发现，盘的形成需要更长的时间比盘灭绝（灭绝比形成陡得多），并没有明显的变化周期的$V/R$变化。
2017-09-26 astro-ph.SR
Millimetre observations of the S-type AGB star $χ$ Cygni: variability of the emission of the inner envelope
研究利用升级后的NOEMA观测S型Mira变星$χ$ Cygni内包层毫米波发射，发现H$^{12}$CN延展变化、异常同位素比值及近期抛射和偶发外流证据，并首次探测到SiO（$ν$=1，$J$=6-5）脉泽。
2024-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants II. The effects of pulsation and circumstellar dust
通过使用自洽动力学模型大气模拟脉动增强的尘埃驱动的风的AGB星，我们详细研究了（i）脉动的恒星内部，和（ii）的尘埃恒星风的发展的光谱外观与富碳的大气化学的长周期变量的影响。虽然脉动导致大幅度的光度变化，尘埃信封造成明显的拱星变红。基于一个选定的动力学模型，这是具有中等质量损失率的C型Mira变量的代表，我们计算了合成光谱和光度标准的宽带过滤器从视觉到近红外。我们的建模允许详细调查的实质性影响拱星尘埃对所得的测光。无定形碳尘埃颗粒的显着吸收导致显着红比相应的流体静力学无尘模型的基础上的颜色指数。只有当我们考虑到这种拱星变红，我们才能得到与演化的AGB星的观测相当的合成颜色。动力学模型的光度变化进行了比较，观察到的C型米拉RU_Vir的光变曲线，这似乎是非常相似的模型。我们发现很好的协议的主要行为的BVRIJHKL光变曲线和定量拟合的细节。分析模型能够再现整个光周期中RU_Vir和其他Miras在（J-H）与（H-K）图中的变化。将模型测光与各种银河系富C巨星的观测数据在这种颜色-颜色图中进行对比，证明所选的大气模型很好地适应了质量损失率不断增加的物体序列，即，红色指数。
2011-03-25 astro-ph.SR
Morphology and kinematics of the gas envelope of the Mira binary W Aquilae
分析了Mira变星双星W Aql星周包层12 CO（3-2）辐射的ALMA观测结果。这是第一次提供CSE的空间分辨多普勒速度谱，其角距离可达~ 5”（意味着约2000 AU）。观测的探索性质（在两种不同的配置中每种配置只有五分钟）不允许对CSE的属性进行详细建模，但提供了关于其形态和运动学的重要定性信息。当从中心恒星投射到天空平面上的角距离从0增加到4角秒时，发现沿从东/西到东北/西南移动的轴的发射增强。平行地，多普勒速度分布沿从东/西到西北/东南移动的轴显示不对称性。结果进行了讨论的背景下，早期的观察，特别是尘埃形态。
2016-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
13 Years of P Cygni Spectropolarimetry: Investigating Mass-loss Through H$α$, Periodicity, and Ellipticity
我们报告了对著名的亮蓝变星（LBV）天鹅座P的光学和近紫外分光偏振观测超过13年。LBV是最大质量恒星生命中的关键过渡阶段，并且在任何恒星群中实现最大的质量损失率。使用分光偏振，我们能够了解周围的天鹅座P的近拱星环境的几何形状，并深入了解LBV质量损失。利用HPOL和WUPPE分光偏振计的数据，我们估计星际偏振贡献天鹅座P的分光偏振信号，分析整个H $α$发射线的偏振的变化，搜索数据中的周期性信号，并引入一种统计方法来搜索从球面对称性的偏差，这是新的天文学的首选位置角。我们的数据与先前的发现一致，显示了自由电子散射均匀分布在恒星周围的团块。然而，由于H $α$线的双极化结构和一系列以前未检测到的周期性，这是复杂的。
2020-08-09 astro-ph.SR
Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B
米拉的吸积伴星-原型脉动渐近巨星分支星-的性质一直是一个争论超过25年的问题。在这里，我们用利克天文台的镍望远镜观测到的这颗伴星米拉B的快速光学亮度变化进行定量分析，以表明它是一颗白矮星（WD）。在几分钟到几十分钟（约0.2等）的时间尺度上的非周期性光学变化的幅度是一致的，在这些相同的时间尺度上的激变变量的吸积WD。它明显大于预期的吸积主序星。Mira B被确认为WD，它的紫外线和光学光度，以及来自紫外线对WD有效温度的限制，表明它每年的吸积量约为1 e-10太阳质量。我们没有发现任何证据表明吸积速率高于Bondi-Hoyle理论的预测。然而，吸积速率足够高，可以解释弱X射线发射，因为以这种速率吸积的低质量WD周围的吸积盘边界层很可能是光学厚度，因此主要发射远紫外线或极紫外线。此外，发现Mira B是WD意味着它已经经历过，并将继续经历新星爆炸，大约每百万年。它还强调了Mira AB与其他产生喷流的共生双星如宝瓶座R、天鹅座CH和MWC 560之间的相似性，因此提出了Mira B从这个系统发射最近发现的双极流的可能性。
2010-09-13 astro-ph.SR
Light curve spectral energy distribution fitting of 13 carbon-rich Mira variables stars in the Small Magellanic Cloud
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里安大学）；Università di Padova（帕多瓦大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Geneva（日内瓦大学）；Koninklijke Sterrenwacht van België（比利时皇家天文台）；SISSA（的里雅斯特国际高等研究学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
本研究通过相位分辨SED拟合，动态追踪SMC中13颗富碳米拉变星的物理参数，揭示温度、光学深度和光度的周期性变化，并恢复周光关系，强调时间分辨方法的重要性。
2026-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO masers and 7 mm Continuum in Mira and R Aqr
AGB星与一颗在近轨道上的次级恒星之间的相互作用是解释为什么一些AGB星会发展成非球面行星状星云的一个可能的解释。这项研究使用毫米观测的连续和SiO脉泽发射在几个共生的Miras寻找证据的两颗恒星之间的相互作用。分析了JVLA在~45质量分辨率下的新观测结果，对连续谱和SiO脉泽进行了成像.检测到三个目标中的两个，并获得准确配准的连续谱和线图像。在Mira中，没有发现组分B和A之间相互作用的明确证据。R Aqr有一个众所周知的喷流，来自第二颗恒星。喷流可能会扰乱AGB星的拱星包层，或者可能只是接近与它对齐。
2021-07-20 astro-ph.SR
Circumstellar dust shells around long-period variables. X. Dynamics of envelopes around standard luminous, C-rich AGB stars
长周期变星（LPV）和Miras是在渐近巨星分支上部区域的高度演化的恒星。它们表现出明显的光度变化，或多或少有明确的周期，并以恒星风的形式遭受大量的质量损失。由于这种大规模的质量损失，LPV和Miras被扩展的拱星尘埃壳（CDS）包围。这些包层的动力学是一个复杂的相互作用的结果，通过脉动的中心恒星，尘埃形成和辐射转移的外部激发。我们的研究旨在了解CDS在富碳、标准发光LPV和Miras周围的动态。这些壳层通常表现出多周期性，在主周期约为10^2-10^3 d的基础上叠加了高达几个10^4 d的次周期。这种次级周期至少部分地可能是由灰尘的存在引起的。我们认为，无论是由一个谐波力，由中央恒星的振荡，或由一个随机力与连续的功率谱的激励的CDS。由此产生的数值计算的动力学行为的外壳进行了分析与傅立叶分析和频闪图的帮助。CDS可以被描述为由脉动星驱动的多振荡系统。可以识别一组正常模式。得到的这些模式的周期约为10^3 d，这是尘埃成核、生长和尘埃形成区元素富集的特征时间尺度。根据中心恒星的振荡周期和强度，包层会周期性、多周期性或不规则地反应。
2010-11-03 astro-ph.SR
Mira variables in the Milky Way's nuclear stellar disc: discovery and classification
银河系的核恒星盘的性质提供了关于棒形成时代的关键信息。Mira变星是研究核星盘的最有希望的明亮候选者，并通过它们的周期-年龄关系剖析其恒星形成历史。我们报告的样本$1782$米拉变量候选人在中央$3\times3\,\mathrm{deg}^2$的银河系使用多历元红外VISTA变量通过Lactea（VVV）调查。我们描述了用于选择候选变星的算法，然后使用周期图和高斯过程方法模拟它们的光变曲线。结合WISE、2 MASS等文献测光方法，对多波段光变曲线进行建模，细化周期，考察不同测光波段间的振幅变化。Mira变星的红外亮度意味着许多太亮而被VVV错过。然而，我们的样本遵循一个定义良好的选择函数，正如人造星测试所预期的那样。多波段光度学是用星周尘埃模型模拟的，该模型考虑了质量损失率。我们证明了我们的样品的$\gtrsim90$ %是如何与富O化学相一致的。与周期光度关系的比较表明，大部分短周期恒星位于银河系中心距离。许多较长周期的变星都是非常多尘的，在富O麦哲伦云和太阳邻域的周期光度关系下显着下降，并表现出$\sim2.5\times10^{-5}M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$的高质量损失率。周期分布似乎与形成$\gtrsim8\,\mathrm{Gyr}$前的恒星核盘一致，尽管不可能解开恒星核盘和污染凸起的相对贡献。
2022-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Pulsation and the Production of Dust and Molecules in Galactic Carbon Stars
来自SOFIA上FORCAST的33颗银河系碳星的新红外光谱揭示了恒星脉动与其周壳中的尘埃和分子化学之间的强烈联系。总尘埃含量中的一个尖锐的边界，主要测量无定形碳的量，将半正则和Mira变量分开，半正则在光谱中显示出很少的尘埃，Mira显示出更多。在半正规的，从SiC粉尘的贡献迅速增加，作为整体的粉尘含量的增长，但在Miras，SiC粉尘功能越来越弱，因为更多的灰尘被添加。发现CS在$\sim$ 7.3 $μ$ m处的吸收带具有类似的二分法，其通常限于半规则变量。在观测上，这些差异使得用光谱法区分半规则变星和米拉变星变得简单，而不需要长期的光度观测或对它们距离的了解。银河系碳星在半正则变星中快速出现强烈的SiC发射，这表明在强脉动发生之前，有一个不同的尘埃凝结过程。在银河系样本中看到的半规则星和Miras之间无定形碳的产生的中断在麦哲伦碳星中也很明显，将碳星中的强烈脉动与强烈的质量损失率联系起来，这将结束它们作为恒星的生命。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Four Decades of IRC +10216: Evolution of a Carbon Rich Dust Shell Resolved at 10 microns with MMT Adaptive Optics and MIRAC4
演化出的富含碳的AGB恒星IRC +10216（CW Leo）是太阳系外最明亮的中红外光源，也是最接近演化恒星失去质量的例子之一。它在近红外波段的小尺度上具有复杂多变的星周结构，而中红外波段的干涉测量则揭示了一个动态尘埃形成区。我们已经获得了IRC +10216在6.5m MMT的N波段（~8-13微米）的衍射极限成像和棱镜光谱。这些新的观测结果表明，在过去的二十年里，IRC +10216周围的尘埃壳层发生了变化，这可以通过在11微米处的SiC光谱特征的表观形状的变化和在13微米处的连续体的减少来说明。正如预期的那样，我们的衍射有限的空间信息显示了一个扩展的拱星包络。我们还证明，灰尘信封似乎是约30%的SiC功能的波长，可能是由于增加SiC的不透明度。物体的去卷积FWHM从波长< 10微米的0.43”（~56 AU）增加到11.8微米处的0.58”（~75 AU），然后在12.7微米处减小到0.5”（~65 AU）。我们对IRC +10216大小的估计使我们能够将过去12.5年光谱的变化与尘埃拱星包层以12-17公里/秒的速度演化联系起来。
2011-11-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Resolving asymmetries along the pulsation cycle of the Mira star X Hya
米拉星的质量损失过程可能以不对称的方式发生，尘埃可以形成不均匀的星周分子团。沿着脉动周期的不对称性可以为我们提供关于这些质量损失过程的线索。我们拍摄了Mira星X Hya及其在不同时期的图像，以跟踪连续谱和分子谱带中形态的演变。我们在J-H-K中以低分辨率观测了两个历元的X Hya和AMBER。我们用几何和物理模型模拟了平方维。我们还提出了成像重建结果与米拉和物理先验图像的基础上获得。我们报告的角度尺度变化的X Hya之间的两个时代。一维CODEX剖面使我们能够理解和模拟平方维的光谱变化，并限制恒星参数。重建模型相关的图像，使我们能够重现关闭相位信号和方位角的平方vibrations的依赖。它们显示了位于恒星周围环境中的物质不均匀性的证据。
2015-08-13 astro-ph.SR
Near Infrared Angular Diameters of a few AGB variables by Lunar Occultations
报道了利用月掩星观测在近红外K波段（2.2 μ m）对两个富氧Mira变星（AW Aur和BS Aur）和三个半规则变星（GP Tau、RS Cap和RT Cap）的均匀盘角直径的测量结果。两个Miras和一个SRV的UD角直径是首次测量。此外，还讨论了从（V-K）色预测角直径的方法，并将其应用于五个光源。使用（K-[12]）色过量作为指标，检查了Miras质量损失增强测量的K带直径的影响。在我们的样本中，发现其中一个Miras（BS Aur）的测量角直径比其预期值增加了近40%，可能是由于质量损失效应导致形成拱星壳。
2011-09-02 astro-ph.SR
AKARI color useful for classifying chemical types of Miras
结合S9 W和L18 W波段的AKARI/IRC颜色对于区分富氧和富碳的星周尘埃是有用的。石原和合作者在2011年发现，这种颜色与近红外颜色J-Ks一起使用，可以用来分类两组具有不同化学成分的尘埃笼罩的恒星。他们研究了这些尘埃AGB恒星在银河系中的分布，发现那些富含氧气的尘埃更加集中。虽然这与以前的研究一致，但石原等人的地图显示，富碳恒星也存在于银河系的核球中，而以前几乎没有富碳恒星的报道。在这里，我们专注于米拉变量的距离可以很好地约束的周期光度关系的基础上。在AKARI颜色选择的富碳Miras候选者中，我们用它们的光谱确认了至少四个富碳Miras。这给了我们一个新的视角来了解核球中恒星星族的复杂本质。
2018-04-13 astro-ph.SR
Optical Spectroscopic Monitoring Observations of a T Tauri Star V409 Tau
本文报道了金牛座T星V409的光谱监测观测结果。先前的光度学研究表明，这颗恒星经历了变暗事件，这是由于中央恒星的光线被扭曲的星周盘遮蔽。我们用西播磨天文台的2米Nayuta望远镜进行了中等分辨率（R ~ 10，000）的光谱观测。光谱是在2015年11月至2016年3月的18个晚上获得的。几个吸收线，如钙I和锂，和H α发射线被证实在光谱中。在观测期间，V409 Tau的Ic波段星等变化了约1等。五个吸收线的等效宽度是大致恒定的，尽管在IC带的幅度的变化。我们的结论是，恒星的光的变化是由光从中央恒星与扭曲的拱星盘的遮蔽，基于吸收线的等效宽度和Ic带的幅度之间的关系。的H α发射线的蓝色成分是占主导地位的观测时期，和逆P天鹅座的配置文件中观察到的光谱。时变逆P天鹅座的H α发射线的配置文件表明不稳定的质量吸积从拱星盘的中心恒星。
2019-09-20 astro-ph.SR
Evidence of a Mira-like tail and bow shock about the semi-regular variable V CVn from four decades of polarization measurements
偏振是理解恒星大气和星周环境的有力工具。Mira和半规则变星已经被观测了几十年，其中一些已知是偏振可变的，然而，半规则变星V Canes Venaeros显示出异常大的，无法解释的偏振量。我们提出了十年的光学偏振观测与HPOL仪器，补充发表的意见，跨越约四十年的总间隔V CVn。我们发现，V CVn显示大的偏振变化范围从1 - 6%。我们还发现，在过去的40年中，测量的位置角V CVn几乎一直是恒定的，这表明一个长期的，稳定的，不对称的恒星结构。我们认为，这种不对称性是由恒星风弓形激波和尾部的存在造成的，与恒星的大空间速度一致。
2014-07-21 astro-ph.SR
The Mira discovery problem -- Observations by David Fabricius in 1596 and 1609 (and by others before?): Positional accuracy, brightness, color index, and period
本文回顾并分析了 David Fabricius 在 1596 和 1609 年对脉动变星 Mira 的历史观测记录，重新测定了其位置精度、亮度和色指数，探讨了观测偏差对发现的影响，并证实 330.2 天的周期在古今数据中保持一致，无长期变化。
2024-12-18 astro-ph.SR
AGB Variables in Local Group Dwarf Irregular Galaxies
本文描述了本星系群矮不规则星系（LMC，NGC 6822，IC 1613，Sgr dIG）大振幅Mira变星的近红外和中红外特征。这些变量的两个方面进行了讨论。首先，短周期（P < 420天）的Miras是潜在的强大距离指示器，只要它们具有低的星周消光，或者可以进行消光校正。它们是相对低质量恒星的后代。第二，对更长周期的恒星，其中许多经历了热的底部燃烧，知之甚少。这些提供了新的见解，在高质量损失阶段的中等质量恒星的演化，但它们作为距离指标的使用取决于对它们的演化更坚定的理解。在大麦哲伦星云中，在400到420天左右，富氧恒星K周期光度关系的斜率变化是由于热底部燃烧的开始。它将对金属含量敏感，因此应该在与LMC有显著差异的人群中的不同时期进行预测。[4.5]周期-光度关系分裂成两个近似平行的序列。较暗的一个适合恒星的中红外线通量来自恒星光球层，而较亮的一个适合观测占主导地位的拱壳。
2017-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
An observational study of dust nucleation in Mira ($o$ Ceti): II. Titanium oxides are negligible for nucleation at high temperatures
演化恒星富氧包层中硅酸盐尘埃的形成被认为是由种子粒子的形成引发的，种子粒子可以承受恒星光球层附近的高温，并在远离恒星的地方充当凝结核。被认为是第一缩合物的候选物种是TiO和TiO $_2$。我们的目标是确定和表征的钛的拱星气相化学，导致形成固体钛化合物的信封中的$o$ Cet，原型米拉，并寻求一个观察验证钛氧化物是否发挥了主要作用的尘埃形成的M型AGB星的发病。我们提出了高角分辨率ALMA观测亚毫米（submm）波长补充的APEX和赫歇尔光谱的旋转功能的TiO和TiO $_2$。此外，在覆盖$o$ Cet的多个脉动周期的光谱中，确定了TiO和TiI的星周特征。亚毫米ALMA数据揭示了在扩展的米拉大气中含有TiO和TiO $_2$的气体。虽然TiO可追踪到4.0 R $_{\star}$的半径（FWHM/2），但TiO $_2$延伸远至5.5 R $_{\star}$，并且与TiO不同，TiO似乎是各向异性分布的。光谱显示TiI和TiO从扩展大气（<3 R $_{\star}$）内部的可变发射。包括冲击的化学模型与气相含钛分子的观测结果基本一致。由于气态钛物质的丰度非常高，因此不太可能将大量的钛锁定在固体中。特别是，热的富钛冷凝物的形成是非常不可能的，因为我们发现在气相中没有热的前体物质的痕迹。因此，Mira和其他M型AGB星的尘埃不太可能是由氧化钛引发的。
2016-10-04 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
KVN Monitoring Obsevations toward the Recent Outburst Symbiotic Star V407 Cygni
利用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对D型共生双星V407 Cyg进行了H $_{2}$ O和SiO脉泽谱线的同步时间监测观测。这些监测观测是从2010年3月2日（光学相位$ϕ$ = 0.0），即2010年3月10日新星爆发前8天到2014年6月5日（$ϕ$ = 2.13）进行的。在爆发前8天，我们探测到SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0脉泽谱线，其值为0.51 K（$\sim$ 6.70 Jy）和0.71 K（$\sim$ 9.30 Jy），而在爆发后，我们无法在4月2日检测到它们（$ϕ$ = 0.04），5月5日（$ϕ$ = 0.09），5月8日（$ϕ$ = 0.09），或2010年6月5日（$ϕ$ = 0.13）在我们的KVN观测上限内。在重新开始我们的监测观测后，我们从2011年1--0月20日开始探测到SiO $v$ = 2，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.83），并从2011年12月22日开始探测到SiO $v$ = 1，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.92）。这些结果提供了清晰的证据，从新星爆发的冲击和SiO脉泽区的米拉信封之间的相互作用。除SiO $v$ = 1的峰值出现在一个历元外，SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0的峰值都出现在相对于恒星速度的蓝移速度上.这些现象可能与爆发后SiO脉泽区的重新分布有关。与恒星脉动相位…
2015-11-10 astro-ph.SR
V2492 Cygni: The Early Evolution of the 2010 Outburst
我们提出了双子北光学和近红外观测天鹅座的一个年轻的爆发星，指定为V2492天鹅座的变星的总目录。该天体是两颗年轻恒星之一，彼此相距2度，最近亮度约为5 mags，据报道可能是新的FU猎户座型变星。V2492 Cyg的爆发光谱显示了整个光学和近红外的原子发射特征。在光学中，Halpha处于发射状态，并具有相关的蓝移吸收分量。远红CaII三重线也在发射中，并且与Halpha一样，具有显著的蓝移吸收。TiO分子的光学带也在发射中。在近红外，Pabeta，Brgamma和CO泛音带头是强烈的发射。这种光谱特征与EX Lupi（EXor类爆发变星的前身）在2008年极端爆发时和V1647 Ori在2003年上升阶段时所表现出的光谱特征非常相似。此外，我们认为V2492天鹅座的档案数据，并调查这颗年轻的恒星爆发前的性质。我们构建了一个静止阶段的光谱能量分布，通过模型拟合，让我们深入了解当前喷发之前的物体的星周环境。我们的调查强烈表明，V2492天鹅座爆发似乎更符合EXOR事件，其最近的2等衰落和随机变化的事实支持。
2011-05-04 astro-ph.SR
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium - VII. The metamorphosis of ASASSN-15ed from a narrow line Type Ibn to a normal Type Ib Supernova
我们目前的ASASSN-15 ed的光谱和光度监测活动的结果。这个瞬变现象是由超新星全天自动巡天（ASAS-SN）发现的。业余天文学家允许我们对最大光附近的光度SN演化进行采样，我们估计这发生在r波段的JD = 2457087.4 +- 0.6。它在r波段的视星等最大值为r = 16.91 +- 0.10，绝对星等M（r）约为-20.04 +- 0.20，比伊本型超新星的典型星等稍亮。峰后的演变得到了很好的监测，下降速率（在最大值后的前25天内，大多数波段约为0.1 mag/d）略低于SNe Ibn在同一时间间隔内的平均下降速率。该天体最初被归类为Ibn型SN，因为早期光谱的特征是蓝色连续谱与He I的窄P-Cygni线叠加，表明存在缓慢移动（1200-1500 km/s），富含He的星周介质。后来，广泛的P-Cygni He I线变得突出。从最小的宽吸收分量测得的推断速度在6000和7000公里/秒之间。由于我们将这些广泛的特征归因于SN喷出物，这是我们第一次观察到Ibn型SN向Ib型SN的过渡。
2015-09-30 astro-ph.SR
LAMOST J202629.80+423652.0 is not a symbiotic star
LAMOST J202629.80+423652.0最近被分类为一颗新的共生星，包含一颗长周期的Mira，被尘埃（D型）包围，在光谱中显示出高电离发射线，包括拉曼散射的OVI 6825 Ang。我们已经在BVRI波段和3500-8000 Ang范围内的光谱上观察到LAMOST J202629.80+423652.0。我们发现它是一颗正常的G8 IV亚巨星，光谱中没有任何发射线，变红了E（B-V）=0.35等。结合我们的测光和全天空巡天测量的数据，我们发现LAMOST J202629.80+423652.0是不变的，所以不像Mira那样脉动。我们从现有来源编译了它的光谱能量分布，延伸到中红外线，发现它完全由G8 IV光球恒星发射主导，没有任何星周尘埃的迹象。因此，我们得出结论，LAMOST J202629.80+423652.0不是一颗共生星，也不是脉动星或被尘埃笼罩。
2020-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants. III. Tracing the sequence of mass-losing galactic C-type Miras
随着模型计算的帮助下，我们的目标是再现观测测光结果的一个大样本的特点良好的银河C型米拉变量失去质量在不同的速度。我们使用动态模型大气，描述外层的富碳Miras，这是严重影响的动态效应。基于所得到的结构，并在化学平衡以及LTE的假设下，我们计算了合成光谱和合成宽带光度学（约翰逊-马林斯-格拉斯）。一组五个代表性的模型与不同的恒星参数描述了一个序列，从少到多的演变对象稳步增加的质量损失率。这使我们能够研究的显着影响，拱星尘埃的光谱能量分布和（振幅）的光变曲线在不同的过滤器。我们测试的光度特性（平均近红外的幅度，颜色和振幅）和其他特性的模型（质量损失率，周期和热辐射校正）通过比较这些与相应的观测数据从文献中采用。使用不同种类的图表，我们说明了模型位于一个假设的进化序列所定义的观察到的C型米拉样本。基于银河系的目标与经验关系得出的C星在大麦云云的比较，我们讨论的相关性的金属丰度和过剩碳（C-O）的发展尘埃驱动的风。从不同的角度（主要是光度）研究了动力学模型大气，我们得出结论，我们的建模方法（意味着数值方法和模型参数的适当选择相结合）能够在很宽的质量损失率范围内描述富C长周期变量，即，从没有任何尘埃风的适度脉动物体到高度尘埃笼罩的碳米拉。
2013-02-15 astro-ph.SR
Short-term variability and mass loss in Be stars III. BRITE and SMEI satellite photometry of 28 Cygni
BRITE纳米卫星星座在2014-2016年的11个月里获得了28 Cygni的mmag测光。增加了2003-2010年太阳质量抛射成像仪的观测数据和118 H $α$谱线剖面。几十年来，天鹅座28已经显示出四个大振幅的频率：两个间隔很近的频率是光谱学证实的$g$模式，接近1.5 c/d，一个稍低的外光球（Stefl）频率，以及0.05 c/d的两个g模式之间的差频。这个顶层框架与eta Cen（论文I）没有区别，后者在光谱类型、旋转速率和视角方面也非常相似。Stefl频率是唯一不受差频影响的频率。后者的振幅经历了很大的变化;在最大值附近，近拱星物质的量增加，Stefl频率的振幅增长了一些因素。在这样的增亮过程中，几十个瞬态尖峰出现在频谱中，集中在三组中。只有11个频率是共同的所有年份的BRITE观测。Be恒星似乎是由几个耦合的时钟控制的，其中大多数在几周到几个月的时间尺度上不是很有规律，但却可以运行几十年。g模式与低差频的组合和/或大气对它的响应表现出显著的非线性。与eta Cen一样，差频变率似乎是28 Cyg星盘质量传递调制的主要原因。不同频率的分层集合可以达到Be现象已知的最长时间尺度。
2017-08-24 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
Search for surface magnetic fields in Mira stars. First detection in chi Cyg
为了完成知识的磁场和它的影响在过渡期间从渐近巨星分支的行星状星云的阶段，我们进行了搜索磁场在Mira星的表面。我们使用分光偏振观测，收集与Narval仪器在TBL，为了检测-与最小二乘反卷积方法-塞曼签名在可见光部分的光谱。我们提出了第一次spectropolarimetric观测的S型米拉星智天鹅座，在其最大的光。我们已经检测到偏振信号的斯托克斯V光谱，我们已经建立了塞曼起源。我们认为这可能与光球层和恒星大气层下部存在的弱磁场有关。我们估计其纵向分量的强度约为2-3高斯。这一结果有利于1/r律的变化的磁场强度的拱星包络的天鹅座。这是第一次检测到一个弱的磁场在恒星表面的米拉星，我们讨论其起源的框架中的冲击波周期性地传播在整个大气中的这些径向脉动的恒星。在我们观测天鹅座chi的时候，冲击波达到了最大强度，很可能是冲击波在穿过大气层的过程中放大了微弱的恒星磁场。如果没有这样一个由冲击放大，磁场强度会太低而无法检测到。对于第一次，我们还报告了强斯托克斯Q和U签名（线性偏振）集中在零速度（即，在冲击前位置）。它们似乎表明，径向方向将有利于在其整个大气传播的冲击。
2013-12-06 astro-ph.SR
LX Cygni: A carbon star is born
内容：近几十年来，Mira变星LX Cyg的脉动周期急剧增加，似乎经历了一个重要的转变。目的：我们的目标是调查的光谱类型的演变，这颗星在最近几十年来，以及在一个脉动周期更详细地讨论它与周期的演变。方法：我们提出了光学，近红外和中红外低分辨率以及光学高分辨率光谱，以确定当前的光谱类型。LX Cyg的光谱已经跟踪了一个以上的脉动周期。最近的光谱相比，档案光谱跟踪光谱类型的演变和斯皮策中红外光谱分析的分子和尘埃功能的存在。此外，本期是根据AVSO的数据得出的。结果：发现LX Cyg的光谱类型在1975年至2008年的某个时间从S转变为C。目前，光谱类型C在脉动周期期间是稳定的。结果表明，在~0.5 ~ 14 $μ{\rm{m}}$的光谱范围内，存在典型的C型星的光谱特征。在10.7 $μ{\rm{m}}$处的发射特征归因于SiC晶粒。LX Cyg周期在短短20年内从~460 d增加到~580 d，目前稳定。结论：频谱类型的改变与脉动周期的增加是同时发生的，两者之间存在着因果关系。最近的热脉冲（TP）和一个简单的表面温度下降似乎不太可能解释的意见。因此，我们认为，潜在的机制与最近的第三次挖掘混合事件有关，该事件将碳从恒星内部带出来，即发生了真正的丰度变化。我们建议，LX天鹅座是一种罕见的过渡型对象，是唯一适合于详细研究从O-富C星的转变。
2015-11-12 astro-ph.SR
Circumstellar HI and CO around the carbon stars V1942 Sgr and V CrB
上下文大多数离开主序星的恒星都在经历大量的质量损失，特别是在渐近巨星分支（AGB）演化阶段。观测表明，这种现象的发展速度在不同的源之间有很大的差异，因此，时间积分质量损失作为初始条件（质量，金属丰度等）的函数。而进化的阶段目前还没有很好的理解。目的。我们正在研究AGB星的质量损失的历史，通过观察其拱星信封的分子和原子的排放。方法.在这项工作中，我们选择了两颗星，是在热脉冲阶段的AGB（TP-AGB）和高质量的数据，CO旋转线和氢原子线在21厘米可以得到。结果V1942 Sgr是一颗不规则变率类型的碳星，它显示出复杂的CO谱线轮廓，可能源自一个速率约为10^-7 Msol/yr的长寿命风，以及一个速率约为5 10^-7 Msol/yr的年轻（小于10^4年）快速外流。强烈的HI辐射表明一个分离的壳层含有0.044 Msol的氢。这个壳可能是由于慢下来，周围的物质，相同的长寿的风在CO中观察到，一直活跃在~ 6 - 10^5年。另一方面，Mira V CrB碳目前正在以2 × 10 -7 Msol/年的速率进行质量损失，但在HI中没有检测到。风主要是分子风，活跃期最长为3 × 10 ^4年，总质量损失最多为6.5 × 10^-3 Msol。结论.虽然这两个来源都是TP-AGB上的碳星，但它们似乎在非常不同的条件下发展出质量损失，并且高质量损失率可能并不意味着高综合质量损失。
2009-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Carbon-rich Asymptotic Giant Branch Stars in the LMC and the Milky Way
Chungbuk National University（忠北国立大学）
通过比较银河系和大麦哲伦星云中的碳丰富渐近巨星支星，研究其红外性质及距离估计方法，发现两者在红外特性上相似，但LMC样本中缺乏极厚尘埃包层的恒星。
2026-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Locating dust and molecules in the inner circumstellar environment of R~Sculptoris with MATISSE
AGB星是银河系中产生尘埃的主要来源之一。然而，目前还不清楚这个过程是什么样子的，以及尘埃在星周环境中的何处凝结。通过描述尘埃和分子在AGB星封闭环境中的位置，我们的目标是更好地了解尘埃形成过程的历史。我们用VLTI-MATISSE仪器在L-和N-波段观测了碳星RScl。VLTI观测的高角分辨率，结合大的UV平面覆盖范围，使我们能够使用图像重建方法。为了限制尘埃和分子的位置，我们使用了两种不同的方法：MIRA图像重建和1D代码RHAPSODY。我们发现了C2 H2和HCN分子在1至3.4 Rstar之间的证据，这比尘埃的位置（3.8至17.0 Rstar之间）更接近恒星。我们还估算了质量损失率为1.2 ± 0.4 × 10 - 6 Msun/年。与此同时，我们证实了先前发表的薄尘壳的特性，由无定形碳（amC）和碳化硅（SiC）组成。然而，没有明确的SiC功能已被发现在MATISSE VIBRARY。这可能是由分子吸收引起的，分子吸收可以影响11.3微米处的SiC带的形状。分子壳层的出现与动力学大气模型的预测吻合得很好。这是我们第一次在AGB星的环境中共同定位尘埃和分子。我们确认分子比尘埃更靠近恒星。MIRA图像揭示了在4.0 Rstar以上的模糊发射区域中存在的clusified环境。此外，在现有的动态范围和角分辨率下，我们没有探测到伴星的存在。结合MATISSE和SAM-VISI…
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A surprisingly large asymmetric ejection from Mira A
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Universidad Nacional Autónoma de Honduras（洪都拉斯国立自治大学）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Oslo（奥斯陆大学）
研究Mira A的不对称喷射现象，发现其云团膨胀与喷射时间一致，推导出周期在50至200年之间，揭示了不对称辐射场对周围包层的影响。
2026-02-03 astro-ph.SR
An observational study of dust nucleation in Mira ($o$ Ceti): I. Variable features of AlO and other Al-bearing species
尘埃是由冷巨星有效地产生的，但无机尘埃的凝结却知之甚少。目的：确定并描述Mira（鲸鱼座$o$）星周气体中含铝物质的特征，以阐明它们在Al $_2$ O $_3$尘埃产生中的作用。研究方法：在（亚）毫米、远红外和光学波长下的多历元谱线观测，包括：用ALMA探测恒星附近~30 mas处的气体分布的地图; 2013-2015年用ALMA、APEX和Herschel进行的观测，用于研究含铝分子旋转线的周期和周期间变化;光学记录早在1965年，以检查电子跃迁的变化，随着时间的推移，从几天到几十年;和速度测量和激发分析的光谱特征，约束的物理参数的气体。结果如下：三个双原子分子AlO，AlOH和AlH，和原子Al I是Mira中主要的可观察到的铝物种，尽管铝的重要部分可能存在于尚未确定的其他物种中。AlO（可能是Al $_2$ O $_3$的直接前体）的（亚）毫米和光学特征的强烈不规则变化表明激发条件发生了重大变化，或者可能与恒星中的冲击有关的丰度变化。AlO的不均匀分布可能影响沙尘产生的时空特征。结论：我们无法从气体中定量追踪铝的消耗，但丰富的观测材料限制了随时间变化的化学网络。未来的改进应包括更高的铝氧化物的光谱特性，协调观测的灰尘和气体物种在不同的可变阶段，以及工具，以获得丰富的冲击激发气体。
2016-04-19 astro-ph.SR
The extended atmosphere and circumstellar environment of the cool evolved star VX Sagittarii as seen by MATISSE
上下文VX Sgr是一颗冷的、演化的、明亮的红色恒星，其恒星参数难以确定，这影响了它的分类。目的。我们的目标是在空间上解决光球的范围以及拱星环境。方法.我们使用MATISSE仪器在L（3至4 μm）、M（4.5至5 μm）和N（8至13 μm）波段获得的干涉观测结果。我们使用MIRA软件重建单色图像。我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟进行了CO5BOLD和一个统一的磁盘模型，以估计视直径和解释恒星表面结构。此外，我们采用辐射转移代码Optim3D和Radmc3D计算的光谱能量分布的L，M和N波段，分别。结果MATISSE观测首次揭示了VX Sgr在L、M和N波段的形态。重建的图像显示出复杂的形态，其特征取决于探测的波长的较亮的区域。我们测量了作为波长的函数的角直径，并表明，在L和M波段的光球范围取决于通过大气的不透明度。此外，我们还得出结论，所观察到的光球不均匀性可以解释为对流相关的表面结构。在N波段的比较产生了N波段光谱和简单的尘埃辐射转移模拟之间的定性协议。然而，这是不可能的坚定地得出结论，目前的数据解释，因为在约束模型参数使用我们的绝对通量校准的精度有限的困难。结论. MATISSE观测和衍生的重建图像首次揭示了恒星表面和星周环境在一个非常大的光谱域的外观。
2021-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium - VIII. PSN J07285387+3349106, a highly reddened supernova Ibn
我们目前的光谱和光度观测的Ibn型超新星（SN）被称为PSN J 07285387 +3349106。使用业余天文学家提供的数据，我们监测了SN的光度上升到最大亮度，发生在2015年2月18.8 UT（JD（max，V）= 2457072.0 +- 0.8）。PSN J 07285387 +3349106在一个红外发光星系的内部区域爆炸，是迄今为止发现的最红的SN Ibn。我们应用多种方法来推导SN的总红化，并确定总色过量E（B-V）（tot）= 0.99 +- 0.48 mag.考虑到红化校正，这是由一个很大的不确定性，我们估计的峰值绝对星等M（V）= -20.30 +- 1.50。在早期阶段的光谱主要是由连续发射，并检测到窄P-Cygni配置文件的He I线。我们还确定了弱Fe III和N II功能。所有这些谱线都显示出蓝移约900-1000 km/s的吸收分量。光谱还显示出相对较宽的He I线翼，具有低对比度，延伸到3000 km/s以上。从约2周过去的最大值，宽线的O I，镁II和钙II近红外三重被确定。星周物质的组成和膨胀速度，以及SN喷出物中He I和α元素的存在表明PSN J 07285387 +3349106是由一颗剥离包层星的核心坍缩产生的。我们认为，前身是WNE型沃尔夫-拉叶星在其密集，氦丰富的拱星茧。
2015-09-30 astro-ph.SR
Dynamics of extended AGB star envelopes
尘埃形成于长周期变星和Miras的扩展的星周包层中，对包层动力学有很强的影响。由尘埃形成引起的辐射驱动的不稳定性导致了以一组不同频率为特征的自主动力学的发展。我们研究信封的内部动力学和外部激励的脉动星之间的相互作用。
2010-11-03 astro-ph.SR
28 SiO v=0 J=1-0 emission from evolved stars
对AGB星的28 SiO v=0 J=1-0线发射（7毫米波长）的观测表明，在某些情况下，由一个中心强度分量加上一个较宽的平台组成。在一些AGB星和大多数后AGB星云的CO谱线中观察到了非常相似的轮廓，在这些情况下，它们显然与明显的轴对称性和双极动力学的存在有关。利用西班牙Yebes天文台的40米射电望远镜对28颗演化恒星的28 SiOv =0 J=1-0辐射进行了系统观测。我们发现，复合核心加高原配置文件几乎总是存在于富O的Miras，OH/IR星，红超巨星。它们也存在于一个S型Mira（$χ$ Cyg）中，以及两个已知具有轴对称性的半正则变星（X Her和RS Cnc）中。在其他物体中，轮廓更简单，与其他分子线的轮廓相似。复合结构出现在物体中，其中SiO发射被认为是来自非常内部的星周层，在尘埃形成之前。中心的光谱特征被发现是系统地由一些狭窄的尖峰，除了X Her和RS Cnc，其中它显示出一个光滑的形状，这是非常相似的CO排放中观察到的。这些尖峰显示出显著的（并且大多是混沌的）时间变化，而在所有情况下，平滑分量在不确定性内保持恒定。谱线的形状可能是标准宽谱线和一组弱脉泽尖峰的叠加。或者，我们推测，在轴对称的物体中检测到的非常相似的配置文件可能是系统存在的一个显着的轴对称性在AGB恒星周围的非常内部的拱星壳，这种对称性的存在将是独立的可能的弱脉泽效应的中央尖峰。
2016-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium. IV. Transitional Type Ibn Supernovae
我们提出了伊本型超新星（SNe）2010 al和2011 hw的紫外，光学和近红外数据。SN 2010 al的绝对星等峰值为M（R）= -18.86 +-0.21。它的早期光变曲线与正常的超新星Ib相似，但上升到最大值的速度比大多数超新星Ibn慢。光谱主要是由一个蓝色的连续在早期阶段，与狭窄的P-Cygni He I线表明存在一个缓慢移动，氦丰富的星周介质。在后来的时期，光谱与原型SN Ibn 2006 jc的光谱很好地匹配，尽管更宽的谱线表明在爆炸时恒星包层中仍然存在大量的He。SN 2011 hw有些不同。它是在第一个极大值之后被发现的，但光变曲线显示出双峰。发现时的绝对星等与第二个峰的类似（M（R）= -18.59 +-0.25），比伊本超新星的平均值稍暗。虽然SN 2011 hw的光谱与SN 2006 jc的光谱相似，但日冕线和窄巴耳末线都很清楚。这表明大量的相互作用的SN喷出物与氦丰富，但不是H-自由，拱星材料。SN 2011 hw的光谱表明它是一个类似SN 2005 la的过渡型SN Ibn/IIn事件。虽然SN 2010 al的分光光度演化倾向于缺乏H的沃尔夫-拉叶祖先（WN型），但我们同意Smith等人（2012）的结论，即SN 2011 hw的前身可能是从明亮的蓝色变星过渡到早期沃尔夫-拉叶（Ofpe/WN 9）阶段。
2015-02-17 astro-ph.SR
Mid-IR period-magnitude relations for AGB stars
在中红外波段，渐近巨星分支变星的周期-光度关系与K_S（2.14微米）相似，即使在24微米处，星周尘埃的辐射占主导地位。LMC和NGC 6522的M，logP图上的位点基本相同，尽管年龄和金属丰度不同。斜率随波长的变化没有系统的趋势。视星等与logP关系的偏移量意味着两个场之间的距离模数差为3.8。变量的颜色证实log P > 1.75的主周期是可检测质量损失的必要条件。在观测到的最长波长24微米处，许多半规则变星的尘埃壳层的光度与Miras周围的尘埃壳层相当。在涉及24微米星等的LMC颜色星等图中有一个明显的分歧。
2009-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical content of the circumstellar envelope of the oxygen-rich AGB star R Dor: Non-LTE abundance analysis of CO, SiO, and HCN
我们的目标是确定R Dor恒星外流中SiO和HCN的径向丰度分布，R Dor是一颗富氧的AGB星，具有低质量损失率。我们分析了CO，SiO和HCN的分子跃迁测量的APEX望远镜和所有三个仪器上的赫歇尔空间天文台，连同文献数据。测光数据和红外光谱测量的ISO-SWS被用来约束流出的灰尘成分。采用连续辐射传输法和线辐射传输法，建立了气体和粉尘的物理包络模型。我们已经进行了分析的SiO和HCN的分子跃迁，以计算其丰度。我们已经得到了一个信封模型，描述的尘埃和气体的流出，并确定了丰富的SiO和HCN的整个区域的流出探测我们的分子数据。SiO的初始丰度介于$5.5 \times 10^{-5}$和$6.0 \times 10^{-5}$之间。H $_2$。丰度曲线在$60\ \pm 10\ R_*$之前是恒定的，之后它遵循具有$3.5 \pm 0.5 \times 10^{13}$ cm的$e$ -折叠半径的高斯曲线下降。对于HCN，我们发现$5.0 \times 10^{-7}$的初始丰度w.r.t. H $_2$。描述下降的高斯分布从恒星表面开始，其$e$折叠半径$r_e$为$1.85 \pm 0.05 \times 10^{15}$ cm。我们不能明确地确定SiO在$60\ \pm 10\ R_*$中被破坏的机制。发现的初始丰度大于先前确定的（除了先前对SiO的一项研究），这可能是由于…
2017-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
HI Observations of the Asymptotic Giant Branch Star X Herculis: Discovery of an Extended Circumstellar Wake Superposed on a Compact High-Velocity Cloud
我们报告了用绿岸望远镜（GBT）和甚大天线阵（VLA）对AGB星X Her进行的HI 21厘米线观测。我们探测到了与星周包层有关的HI辐射，其总量为M_HI=2.1e-03 M_sun。HI分布呈现出头尾形态，与先前在Mira和RS Cnc周围观察到的形态相似。尾巴在天空平面上延伸约6.0'（0.24 pc），沿着恒星的空间运动方向。我们还检测到一个速度梯度的~6.5公里/秒的整个信封，与HI跟踪湍流尾流，从运动中产生的质量损失的恒星通过ISM一致。GBT映射的2x2 deg区域周围的X Her显示，恒星谎言（在投影）附近的一个更大的HI云，也表现出签名的ISM相互作用的外围。云的性质与致密高速云的性质一致。通过对CO的观测，我们将其分子气体含量的上限定为N_H2<1.3e20 cm^-2。虽然到云的距离没有受到很好的限制，但X Her和云之间空间运动的位置、速度和视位置角的偶然巧合的概率非常小，这表明可能存在物理关联。然而，云的大HI质量（~>2.4~M_sun）及其相对于X Her的平均速度的蓝移与直接与恒星抛射有关的起源不一致。（节略）
2010-11-29 astro-ph.SR
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium - IX. SN 2014av, and characterization of Type Ibn SNe
我们提供了由星明天文台巡天发现的Ibn型超新星（SN）2014av的光谱和光度数据。严格的发现前探测极限表明，该物体是在爆炸后约4天首次被探测到的。由业余天文学家安排的及时后续活动使我们能够监测上升阶段（持续10.6天），并准确估计2014年4月23日（JD = 2456771.1 +/-1.2）的最大亮度。在最大亮度下，SN的绝对星等为M（R）=-19.76 +/-0.16。峰后光变曲线显示出持续约3周的初始快速下降，随后所有波段的下降较慢，直到监测活动结束。光谱最初的特点是热连续。之后，温度下降，许多谱线变得突出，主要是在发射中。特别是，后来的光谱主要是由强烈和狭窄的发射特征的He I典型的Ibn型超新星（SNe），虽然有一个明确的签名线从较重的元素（特别是O I，Mg II和Ca II）。森林相对狭窄的Fe II线也检测到P-Cygni的配置文件，与吸收组件蓝移约1200公里/秒。在相互作用的SNe中经常观察到的另一个光谱特征，一个强的蓝色伪连续光谱，在我们最新的SN 2014av光谱中可以看到。本文讨论了SN 2014av的物理参数的范围内的Ibn型超新星品种。
2015-11-13 astro-ph.SR
Bottom-up dust nucleation theory in oxygen-rich evolved stars II. Magnesium and calcium aluminate clusters
本文通过量子化学自下而上方法构建镁、钙、铝化学动力学网络，研究富氧演化恒星中尖晶石和钙铝石团簇的成核过程，发现尖晶石团簇难以显著形成，而羟基化钙铝石单体在米拉型非脉动模型中可形成。
2023-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dicke's Superradiance in Astrophysics. II -- The OH 1612 MHz Line
我们将Dicke在1954年提出的超辐射概念应用于OH分子1612 MHz谱线，该谱线常用于探测演化恒星的星周包层中的脉泽。由于1612 MHz OH脉泽在这些恒星的外壳的检测意味着存在的粒子数反转和高水平的速度相干性，这是两个必要的要求超辐射，我们调查是否超辐射也可以发生在这些地区。超辐射的特点是高强度，空间紧凑，爆发式的功能发生在时间尺度上的几秒钟到几年的顺序，这取决于大小和物理条件的地区窝藏这种辐射源。我们的分析表明，超辐射提供了一个有效的解释，以前的观测强度耀斑检测到的谱线的猎户座U Mira恒星和IRAS 18276 -1431行星前星云。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR quant-ph
A low optical depth region in the inner disk of the HerbigAe star HR5999
围绕着年轻恒星的星周盘被认为是行星的诞生地，而最里面的天文单位特别令人感兴趣。我们提出了新的长基线光谱干涉观测HerbigAe星，HR 5999，在H和K波段获得的AMBER仪器在VLTI，并旨在产生近红外图像在亚AU空间尺度。我们空间解决拱星材料和重建图像使用米拉算法。此外，我们解释的干涉观测模型，假设近红外线过剩占主导地位的拱盘的排放。我们比较重建的图像VLTI测量使用模拟模型数据获得的图像。K波段图像显示了三个主要元素：位于~0.65 AU的环状特征，内部的低表面亮度区域和中心点。在我们观测的最大角分辨率（1.3 mas）下，环被解析，而中心点仅被边缘解析，这使我们无法揭示星周环境的确切形态。我们认为，环痕迹硅酸盐凝聚，即，在HR 5999周围的拱星盘中，不透明度发生了变化。我们建立了一个模型，其中包括一个环在硅酸盐升华半径和一个内部磁盘的低表面亮度负责大量的近红外连续辐射。该模型成功地拟合了SED，vibrium，和关闭阶段，并提供了证据的低表面亮度区域内的硅酸盐升华半径。这项研究提供了额外的证据，表明在HerbigAe恒星中，有一个低表面亮度区域的材料，可能是一个低光学深度区域，位于硅酸盐升华半径内，性质未知。
2011-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical evolution of second-generation circumstellar/protoplanetary disks in evolved wide binary systems
本研究通过1D半解析模拟，揭示演化宽双星系统中第二代星周盘可形成长寿命稳定结构，其密度轮廓与原生盘相当，暗示年老宽双星系统可能存在第二轮行星形成与动力学过程。
2023-10-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The K-band highest-resolution images of the Mira star R Car with GRAVITY-VLTI
研究利用 GRAVITY-VLTI 的 K 波段高分辨率观测和图像重建分析 R Car 内层星周环境，测定恒星与 CO 层尺度，并指出镁复合物最可能启动尘埃驱动风。
2023-02-28 astro-ph.SR
