The Impact of Carbon Enhancement on Extra Mixing in Metal-Poor Stars
我们批判性地研究了碳增强贫金属（CEMP）恒星对红巨星混合机制的约束。CEMP恒星是当贫金属矮星的表面层通过演化的供体的质量转移而富含He燃烧产物时产生的。主序（MS）和红巨星CEMP丰度之间的差异可以被用来作为一个诊断的时间尺度的混合处理的材料到恒星内部的MS. Abnormal趋势与亮度之间的红巨星CEMP恒星测试理论的规范额外混合低质量的巨人与高散装金属丰度。我们发现一个显着的稀释CN富集在巨大的CEMP星相对于他们的MS前体，并以此为证据，热盐混合诱导的平均分子量反转是无效的CEMP星。这与依赖于红巨星中小μ梯度引起的有效热盐混合的模型相矛盾，因为这样的模型预测具有大μ反转的MS CEMP恒星将在很短的时间尺度上均匀化。这些数据不排除较慢的MS温盐混合与以前公布的估计。我们还发现，典型的额外混合强烈抑制CEMP巨星相对于恒星具有相同的铁丰度。一个可能的原因是在非平衡CN处理的位置相对于陡峭的亩梯度的氢燃烧壳，这也发生在太阳金属丰度RGB恒星的转变。CEMP星吸积的质量和典型的额外混合机制的影响进行了讨论。
2007-09-26 astro-ph
CNONa and 12C/13C in giants of 10 open clusters
演化的低质量恒星的金属丰度范围很广，在其表面Li、C和N的丰度以及12 C/13 C的比值中，都有非标准混合事件的特征。在一些疏散星团的巨星中也有过Na过剩的报道，但仍然存在争议。额外混合的原因被归因于热盐对流，对于低质量的恒星，热盐对流应该发生在RGB碰撞之后，对于更大质量的天体，热盐对流应该发生在早期AGB之后。为了在一个宽的质量范围内跟踪这一过程的发生，我们以均匀的方式导出了10个疏散星团的31个巨星样本中的C、N、O和Na的丰度以及12 C/13 C比，这些星团的关闭质量从1.7到3.1 Msun。一组M/Msun \leq 2.5的第一次上升红巨星的[N/C]比在相同质量范围的团巨星中测量的要低，这表明在第一次挖掘之后[N/C]比进一步增加。从NLTE校正的钠丰度被发现与太阳有关。[Na/Fe]显示，在我们的样本所覆盖的1.8至3.2 Msun范围内，作为恒星质量的函数，略微增加0.10 dex，与标准的第一次挖掘预测一致。我们的研究结果不支持先前声称的钠过量高达+0.60 dex。12 C/13 C和关闭质量之间的反相关性被确定和解释为由后凸块温盐混合。此外，我们在一些中等质量的早期AGB恒星中发现了低的12 C/13 C比率，证实了额外的混合过程也在没有经历RGB颠簸的恒星中运作。在这种情况下，额外的混合可能作用于早期AGB，与理论预期的温盐混合。[删节]
2009-05-21 astro-ph
The Metallicity of the Red Giant Branch in the Disk of NGC 6822
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜自适应光学系统获得的深J、H和K'像，研究了本群矮星系不规则星系NGC 6822盘中三个视场的红巨星分支（RGB）星的金属丰度。RGB在（K，J-K）色幅图上的斜率表明<[Fe/H]> = -1.0 +/-0.3。RGB的轨迹比具有相同RGB斜率的球状星团更蓝，其蓝量与这些区域中大多数RGB恒星的年龄接近3 Gyr相一致。这表明，如果NGC 6822中的RGB恒星是如此年轻，那么从RGB斜率计算的金属丰度可能会低到0.05 dex。
2003-04-10 astro-ph
IR photometric properties of Red Giants in omega Cen
我们提供了一个近红外J和K光度计目录，其中包含巨大的球状星团欧米茄半人马座中心区域的73，000多颗恒星。这是迄今为止公布的最大的红外数据集，并已被用来完全表征红巨星分支（RGB）的形态和性质。特别是，我们把注意力集中在（i）异常RGB（RGB-a），最近发现在这个集群和（ii）在红外（K，J-K）和光学红外（K，V-K）色幅图中的主要金属贫人口（RGB-MP）的RGB。测量了全部形态参数和光度指数，并与Ferraro等人（2000）的经验关系进行了比较。我们发现RGB-a的详细光度特性与最近的光谱金属丰度估计完全一致，这将其置于半人马座欧米茄中恒星星族混合物中金属丰富的极端。
2004-02-04 astro-ph
A Superwind from Early Post-Red Giant Stars?
我们认为，在20，000 K时在几个银河系球状星团的水平分支中观察到的间隙是由恒星开始“剥离”红巨星分支（RGB）时发生的少量额外质量损失造成的，即，当它们的有效温度开始增加时，即使它们可能仍然在RGB上。我们发现，开始剥离的RGB星的信封结构是类似的晚渐近巨星分支已知有一个超风阶段。RGB剥离星中类似的超级风很容易导致观察到的最热HB星分布的差距。
2001-11-15 astro-ph
Light element abundances in carbon-enhanced metal-poor stars
我们模拟碳增强贫金属（CEMP）恒星中轻元素丰度的演化，假设这样的恒星是通过质量转移形成的二元系统。我们模拟了一颗渐近巨星分支星喷射到伴星表面的物质吸积过程。然后，我们研究三种不同的情况：一种是混合的材料只通过对流过程，一种是存在的温盐混合和第三种是在考虑到温盐混合和重力沉降。这些运行的结果进行了比较，在CEMP星（主要是CEMP-s星，这是丰富的$s$过程的元素，并可能已形成的质量转移从AGB星），重点是元素Li，F，Na和Mg的轻元素丰度测量。没有一个元素能够提供一个决定性的图片的混合程度的吸积材料。我们证实，锂只能保存，如果很少混合发生。大量的钠观测表明，吸积物质是有效混合的，但也有几个高度钠和镁丰富的对象，只能解释，如果吸积物质是未混合的。我们认为，现有的钠数据可能暗示，额外的混合发生在巨大的分支，虽然我们警告说，数据是稀疏的。
2008-12-17 astro-ph
Near Infrared Photometry of Galactic Globular Clusters M56 and M15. Extending the Red Giant Branch vs. Metallicity Calibration Towards Metal Poor Systems
本文首次给出了银河系球状星团M15和M56的红外JKS波段测光结果。我们估算了研究较少的球状星团M56的红化（E（B-V）=0.18+/-0.08等）和距离模数（（m-M）_V=15.43+/-0.30等）。我们将我们的数据与文献中其他星系团的观测结果（共12个）相结合，将[Fe/H]与红巨星分支（RGB）的斜率关系扩展到贫金属星系团。我们的最佳拟合结果为[Fe/H]=-3.40（+/-0.22）-27.74（+/-2.35）x（RGB斜率），r.m.s.= 0.20.与其他现有校准相比，更广泛的金属丰度基线大大降低了不确定性。我们确认了先前获得的M_Ks=-5.5处的RGB颜色（J-Ks）_0（RGB）与[Fe/H]之间的关系的校准：[Fe/H]=-6.90（+/-0.99）+6.63（+/-1.05）x（J-Ks）_0（RGB），其中r.m.s.= 0.33.最后，使用新的RGB斜率校准，我们估计了超金属富集簇Liller 1的丰度[Fe/H]=+0.34+/-0.22。
2000-02-04 astro-ph
On the discrete nature of the Red Giant Branch of omega Centauri
我们报告了巨大的球状星团欧米茄半人马座的中心区域的一个广泛的VLT高分辨率成像活动的结果。在这个星团的内部9 'x 9'区域已经测量了超过100，000颗恒星。在多波段色星等图（CMD）的基础上，我们证实了沿红巨星支（RGB）存在多个恒星星族。此外，由于该数据集的高精度，我们得出结论，RGB并不呈现平滑和连续的分布，而是显示出离散的结构：除了贫金属和极端富金属种群（RGB-a）外，还存在三种金属中间种群。
2004-11-18 astro-ph
The Age Dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump
球状星团的色星等图通常显示出一个显著的水平分支（HB），也可能显示出红巨星分支（RGB）凸块和渐近巨星分支（AGB）凸块等特征。恒星演化理论预测，这些特征的光度将取决于星团的金属丰度和年龄。我们计算了2至12 Gyr恒定年龄的RGB凸点和AGB凸点的V（HB凸点）-[Fe/H]图中的理论线，该图显示了凸点和HB之间的亮度差作为金属丰度的函数。为了测试的预测，我们确定巨大的分支颠簸在新的哈勃太空望远镜色星等图8 SMC集群。首先，我们得出结论，SMC簇凸块是RGB凸块。年龄小于~6 Gyr的星团的数据与HB和RGB凸起的相对年龄相关光度相当一致。年龄大于~6 Gyr的团簇的V（HB-Bump）-[Fe/H]数据与我们的计算结果不太一致。我们的结论是~6 Gyr是银河系球状星团年龄独立的V（HB-Bump）-[Fe/H]校准是有效的星系团年龄的下限。本文讨论了V（HB-凸点）-[Fe/H]图在恒星星族研究中的应用。
1998-08-24 astro-ph
High resolution spectroscopy of metal rich giants in omega Cen: first indication of SNe Ia enrichment
我们已经获得了ω Cen中六颗红巨星的高分辨率，高信噪比光谱：三颗属于最近发现的富含金属的红巨星分支（RGB-a，Pancino et al. 2000），三颗属于金属中间族（RGB-MInt）。准确的铁，铜和α-元素（钙和硅）的丰度已被推导和讨论。特别地，我们已经获得了基于RGB-a群体的高分辨率光谱的第一个直接丰度测定，<[Fe/H]>=-0.60+/-0.15。尽管该值低于之前基于钙三重态测量的估计，但我们确认该人群是欧米茄Cen中金属含量最丰富的人群。此外，我们发现两个种群的α-元素增强有显著差异。这三颗RGB-MInt恒星具有预期的过剩，典型的晕和球状星团：<[alpha/Fe]>=+0.29+/-0.01。相反，三颗RGB-a型恒星的α增强明显较低：<[α/Fe]>=+0.10+/-0.04。我们还发现[Cu/Fe]随金属丰度的增加而增加的趋势，与Sneden等人（1991）对场星观察到的趋势相似。这封信中提出的观测事实，如果得到更大的巨星样本的证实，是Ia型超新星喷出物污染了富含金属的RGB-a恒星形成的介质的第一个迹象。目前的情况下，欧米茄岑的形成和演化的影响进行了简要讨论。
2002-02-21 astro-ph
The Red Giant Branch Tip and Bump of the Leo II dwarf spheroidal galaxy
本文介绍了以狮子座II矮球状星系为中心的9.4'× 9.4'视场的V和I测光。红巨星分支的尖端在I^{TRGB}=17.83 +/- 0.03处被确定，采用RGB星与银河系模板比较的<[M/H]> = -1.53 +/- 0.2，我们得到距离模数（m-M）_0=21.84 +/- 0.13，对应于距离D=233 +/- 15 Kpc。在红巨星分支的光度函数中检测到两个显著的凸起。较暗的凸起（B1，V=21.76 +/- 0.05）是主要恒星星族的RGB凸起，而最亮的一个（B2，V=21.35 +/- 0.05）的实际性质无法根据现有数据进行可靠评估，它可能是由于主要星族的渐近巨枝丛，也可能是次要的RGB凸起。主RGB凸起（B1）的光度表明狮子座II中的大多数RGB恒星属于比经典银河系球状星团年轻约4 gyr的群体。属于氦燃烧的红团的恒星被证明是显着集中比RR天琴座和蓝色水平分支恒星，探测存在的年龄/金属丰度径向梯度在这个偏远的矮椭球。
2005-03-18 astro-ph
The Nature of the Lithium Rich Giants. Mixing episodes on the RGB and early-AGB
我们提出了一个批判性的分析，所谓的锂丰富的RGB星的性质。对于大多数的恒星，我们使用依巴谷天体来确定质量和演化状态，通过比较它们在赫兹-罗素图上的位置与理论演化轨迹。在我们能够精确确定HR图上位置的20颗富锂巨星中，有8颗应该重新归类为Li-normal。对于其余的恒星，高丰度的锂必须是这种脆弱元素的新合成的结果。我们确定了两个不同的情节发生在先进的演化阶段，取决于质量的恒星的锂生产。我们认为，富锂恒星的形成主要是作为一个更深的混合过程，产生有害的低碳同位素比的前体。低质量的RGB恒星，后来经历了氦闪光，在光度函数中被称为凸起的阶段产生Li。在中等质量恒星中，富锂阶段发生在早期AGB。汇编的数据提供了额外的混合和一些见解的过程中提出的文献中的时间尺度上的限制。然而，我们的研究结果并没有提出任何具体的触发机制。由于富锂阶段非常短，因此这些事件导致的ISM中Li含量的富集可以忽略不计。
2000-05-12 astro-ph
Heavy Element Abundances in Giant Stars of 47 Tuc
这项研究是对各种恒星环境中的渐近巨星分支（AGB）恒星的重元素丰度进行调查的一部分。在南球状星团47 Tuc中有七颗巨星被英澳望远镜观测到。已测定了五种S-和R-过程元素的丰度：轻S-过程元素Y和Zr;重S-过程元素La和Nd;和R-过程元素Eu。测定了所有巨星的轻s过程平均增强值[ls/Fe]为~+0.6 dex，重s过程平均增强值[hs/Fe]为~+0.3 dex。在这项研究中，红巨星分支（RGB）和AGB星的丰度之间没有统计学上的显着差异。RGB星的结果与以前的一些研究结果不同。然而，由于在这项研究中对AGB和RGB恒星获得了类似的丰度结果，我们相信这为这些恒星形成的物质之前的富集提供了证据。
2006-05-21 astro-ph
New clues on non standard mixing on the RGB
我们讨论了低质量恒星在红巨星分支上升过程中发生非标准混合的观测证据。
1998-08-18 astro-ph
Metal Rich Stars in omega Centauri
我提出了一些初步的结果，从高分辨率的光谱观测活动与UVES在ESO VLT，致力于研究新发现的，富含金属的红巨星分支（RGB-A）在半人马座欧米茄。特别是，我推导并讨论了铁峰元素，α-元素和S-过程元素的准确丰度。本文讨论的主要结果是：（1）RGB-a是半人马座ω中RGB恒星混合物中最富金属的组分，[Fe/H]=-0.62+/-0.06;（ii）与其他红巨星相比，RGB-a的α增强较低，可能是由于Ia型超新星的污染，以及（iii）RGB-a的s-过程元素丰度与ω Cen中的其他红巨星相似，而对于球状星团恒星来说，由于低质量AGB恒星的污染，它的浓度异常高。
2003-05-23 astro-ph
Rotation and Macroturbulence in Metal-poor Field Red Giant and Red Horizontal Branch Stars
我们报告的旋转速度，Vrot sin i，和宏观湍流色散，zeta（RT），12个贫金属场红巨星分支星和7个贫金属场红水平分支星的结果。这些结果是基于CFHT的Gecko摄谱仪获得的高分辨率（R ~ 120，000）、高信噪比（~ 215/像素）光谱的吸收线轮廓的傅里叶变换分析。我们发现贫金属RGB恒星的zeta（RT）值与格雷和他的合作者早期研究的富含金属的盘状巨星非常相似。其中六颗RGB星的自转速度小于2.0公里/秒，而五颗恒星的自转速度超过3公里/秒。快速旋转的RHB星的比例略低于BHB星。我们设计了两种经验方法，将Carney等人（2003，2008）获得的谱线展宽结果转化为他们研究的所有RGB和RHB恒星的Vrot sin i。通过亮度对RGB星进行分组，我们发现大多数贫金属场RGB星平均没有可检测到的旋转迹象。然而，最明亮的恒星，M（V）<=-1.5，确实显示出净旋转，平均值为2至4 km/sec，这取决于所采用的算法，这些恒星也显示出径向速度抖动和质量损失的迹象。
2007-11-30 astro-ph
Do young galaxies exist in the Local Universe? - Red Giant Branch detection in the metal-poor dwarf SBS 1415+437
我们目前的结果，从HST/ACS成像研究的贫金属蓝色致密矮星系SBS 1415 + 437。以前有人认为这是一个非常年轻的星系，在不到1亿年前开始形成恒星。然而，我们发现，光学色星等图突出地揭示了渐近巨星分支和红巨星分支（RGB）的恒星。RGB尖端的亮度产生13.6 Mpc的距离。RGB的颜色意味着它的恒星年龄必须超过1.3 Gyr，确切的年龄取决于假设的金属丰度和尘埃灭绝。RGB恒星的数量意味着大部分恒星质量都存在于这个演化的种群中。鉴于这些和其他贫金属星系的HST结果，似乎本地宇宙可能根本不包含任何正在经历第一次恒星形成爆发的星系。
2005-08-23 astro-ph
No Increase of the Red-Giant-Branch Tip Luminosity Toward the Center of M31
我们目前的观测与哈勃太空望远镜宽视场行星照相机2的三个领域集中在超级金属丰富的球状星团的隆起的M31。我们的（I，V-I）色星等图达到了I ~ 26.5等的微弱程度，清楚地揭示了第一个上升的红巨星分支（RGB）尖端的星等。我们发现RGB尖端的视I星等在M31中心附近并没有像以前的研究者所得出的那样变得更亮。在这项研究中，我们的观测和人造星实验强烈支持这样一种观点，即以前非常明亮的恒星可能是由于低分辨率图像中的拥挤而导致的混合恒星的虚假检测的结果。相反，我们的观测结果表明，在平均投影银河中心距离为1.1千秒差距时，RGB尖端比7千秒差距时暗1.3等。对RGB尖端星等差异的分析表明，M31核球恒星星族的平均金属丰度接近太阳。
1999-02-15 astro-ph
Red Giant Branch Stars as Probes of Stellar Populations I: 2MASS Calibration and Application to 2MASS GC01
本文用2微米全天巡天光度测量的27个银河系球状星团的空前大样本研究了红巨星分支（RGB）的近红外行为与丰度的关系。我们提出了一个新的简化分析，涉及的RGB斜率拟合的零点，并推导出校准的RGB斜率，零点，和提示。零点的金属丰度敏感性弱，导致一个“风扇”状的图表，用于获得解决恒星系统的丰度分布，和红化的估计。最后，我们将新的刻度应用于最近发现的银河系球状星团2 MASS GC 01，得到[Fe/H]_H96=-1.19+/-0.38 mag，其不确定性主要是由严重的前景污染所决定的。我们估计该星团的消光为A_V=21.07+/-2.20等。
2002-04-29 astro-ph
Aluminum Abundances on the Red Giant Branch: Testing Helium Mixing as a Second Parameter
我们提出了新的数据，并讨论了红巨星分支（RGBs）的Al丰度和水平分支（HB）的第二参数对的球状星团M3和M13的形态之间的关系。由于铝是在RGB演化过程中产生的氢燃烧壳层内，他是合成，其在恒星大气中的过剩可以表明他混合，这已被证明是一个可行的第二个参数在解释HB形态。
1998-11-19 astro-ph
The shape of the Red Giant Branch Bump as a diagnostic of partial mixing processes in low-mass stars
我们建议使用的形状的红巨星分支（RGB）凸块在富含金属的球状星团的对流信封和H燃烧壳层的基础之间的部分混合过程的诊断。沿着星团RGB恒星的微分光度函数的凹凸是限制这些结构内部H轮廓的关键观测点。事实上，解释对流不稳定层中完全混合和最内层区域辐射平衡的标准演化模型确实预测，第一个向上挖掘的气流在对流区域底部的一个非常尖锐的H-不连续处离开。有趣的是，我们发现，原子扩散和对流区域底部的适度对流过冲都会略微影响微分亮度函数（LF）中RGB Bump的形状。因此，我们进行了几个数值实验，以估计是否合理的假设有关平滑的H-不连续性，由于可能发生的额外混合的对流边界以下，影响RGB凹凸的形状。我们发现，由标准和平滑模型预测的RGB凹凸的形状之间的差异可以检测到，如果H-不连续性是平滑的包络区域的厚度等于或大于0.5压力标度高度。最后，我们简要地讨论了理论预测和经验数据之间的比较，在富含金属，红化的自由银河系球状星团（GGC），以限制RGB恒星内部的H-轮廓的锐度。
2001-10-10 astro-ph
The Red Giant Branch in Near-Infrared Colour-Magnitude Diagrams. II: The luminosity of the Bump and the Tip
我们提出了新的经验校准的红巨星分支（RGB）凹凸和提示的基础上均匀的近红外数据库的24个星系球状星团。研究了J、H和K波段RGB Bump和Tip的光度及其与团簇金属丰度的关系，得出了经验关系式。通过使用最近的观测和理论平面之间的转换，我们也得到了类似的校准热光度。更新的理论模型和观测结果之间的直接比较显示出很好的一致性。在这里提出的近红外通带的RGB尖端光度的经验校准是一个基本的工具，以获得远星系的距离超出本星系群，鉴于使用新的地面自适应光学设施，并在未来的詹姆斯韦伯太空望远镜。
2004-04-20 astro-ph
A critical investigation on the discrepancy between the observational and theoretical Red Giant luminosity function "Bump"
本文对银河系球状星团典型金属丰度范围内的RGB光度函数“凸点”和ZAHB光度给出了新的理论估算。本文还讨论了由于金属丰度、原始氦含量、混合长度值、年龄、质量损失、测热校正、不透明度和演化模型中采用的状态方程等因素引起的理论RGB bump和ZAHB能级的变化。这些新的处方已被考虑到投光与红巨星分支演化阶段，即RGB凸点的观测和理论光度之间的差异长期存在的天体物理学问题。我们选择了一个具有准确的凸点光度和光谱金属丰度测定值的球状星团样品。尽可能精确地计算了RR-Lyrant不稳定带的零年龄水平支光度，并将RGB凸点和ZAHB的观测光度差与理论值进行了比较。结果表明，有没有显着的分歧之间的观测和典型的恒星模型。本文还简要地讨论了这一结果的可能应用。
1997-02-03 astro-ph
Magnetic Mixing in Red Giant and Asymptotic Giant Branch Stars
低质量红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星大气中同位素丰度的现有信息要求在对流层以下发生广泛的混合事件，到达接近氢燃烧壳层的层（冷底处理）。最近\cite{Busso:2007jw}提出，发电机产生的浮力磁通量管可以提供必要的物理机制，也提供足够的传输速率。在这里，我们提出了一个$α-Ω$发电机的RGB/AGB星的信封中，剪切和旋转排水通过湍流耗散和坡印亭通量。在这种情况下，如果发电机要在任何一个阶段维持，对流必须再供应切变。在这种情况下，体积平均，峰值环向场强的$<B_ϕ>\simeq3\times10^3$ G（RGB）和$<B_ϕ>\simeq5\times10^3$ G（AGB）是可能的对流区的底部。如果磁场集中在通量管中，则相应的场强与冷底处理所需的场强相当。
2008-11-25 astro-ph
The distance to the giant elliptical galaxy NGC 5128
NGC 5128是半人马座星系群的中心星系，也是离我们最近的巨型椭圆星系，它的距离是用两个独立的距离指标确定的：Mira周期光度（PL）关系和红巨星分支顶端的光度（RGB）。这些数据是用ESO VLT上的ISAAC近红外阵列在NGC 5128晕中的两个不同位置拍摄的。从超过20个小时的观测与ISAAC一个非常深的KS波段光度函数的构建。RGB的尖端在Ks=21.24 \pm 0.05 mag.使用K波段RGB尖端幅度的经验校准，并假设平均金属丰度为[M/H]=-0.4 dex和红化E（B-V）=0.11，导出NGC 5128的距离模数为（m-M）_0=27.87 \pm 0.16。NGC 5128的H波段RGB尖端星等与银河系隆起的比较表明，NGC 5128的距离模为（m-M）_0=27.9 \pm 0.2，与K波段RGB尖端的测量结果一致。RGB顶端以上的恒星总数为2176颗，位于外晕区，6072颗位于内晕区。这些源的绝大多数属于NGC 5128中的渐近巨星分支（AGB）人口与许多长周期变量。米拉变量被用来确定NGC 5128的距离，从周期-光度关系校准使用依巴谷天体和LMC米拉周期-光度关系在K波段。这是第一个在本星系群之外的米拉周期光度关系。采用18.50 \pm 0.04的LMC距离模量，推导出27.96 \pm 0.11的距离模量。这两种方法的平均值得出与NGC 5128…
2003-10-22 astro-ph
From Canonical to Enhanced Extra Mixing in Low-Mass Red Giants: Tidally Locked Binaries
采用简单扩散或剪切诱导混合的恒星模型来描述低质量红巨星和太阳金属丰度的典型额外混合。这些模型能够同时解释观测到的Li和CN丰度变化沿上红巨星支（RGB）在外地低金属丰度的恒星和匹配测光，旋转和碳同位素比率的老疏散星团M67。剪切混合模型要求上RGB恒星的主序星（MS）祖先具有快速旋转的辐射核，并且在其演化过程中每个质量壳中的特定角动量是守恒的。我们推测太阳型恒星不会在RGB上经历典型的额外混合，因为它们更有效的MS自旋下降导致固体旋转，正如太阳的日震学数据所揭示的那样。因此，在古老的高金属丰度星团NGC 6791中的RGB恒星应该没有证据表明它们的碳同位素比率是混合的。我们发展的想法，规范额外的混合在一个巨大的组成部分的二元系统可能会切换到其增强模式，更快，有点更深的混合作为一个结果的巨人的潮汐自旋。这种情况下可以解释光度和组成特点的RS CVn二进制文件。潮汐增强的额外混合可能有助于球状星团中O、Na和Al丰度的星间变化。这一想法可能会测试与RS CVn双星的碳同位素比值和CN丰度的观测。
2006-01-05 astro-ph
Proton capture elements in the globular cluster NGC 2808 I. First detection of large variations in Sodium abundances along the Red Giant Branch
我们使用安装在Kueyen（VLT-UT 2）上的FLAMES多目标摄谱仪的科学验证计划的一部分获得的光谱，对NGC 2808中的球状星团中沿巨分支（RGB）的恒星进行丰度分析。钠丰度来自Na-D线的81个星团恒星的样本跨越约2个星等的范围内的尖端的RGB。我们的研究结果表明，一个大的恒星到恒星的散射确实存在于沿RGB的所有位置，这表明质子捕获元素的丰度的巨大变化下降到亮度相当于红色水平分支（HB）。Na丰度沿RGB的分布似乎指出，在这个集群中，大多数观察到的蔓延有一个原始的起源。重叠的进化效应，如果有的话，必须只在“噪音”的水平上，与M13的类似分析结果不一致（Pilachowski等人，1996年）。这项研究是第一步，以确定之间的联系存在的化学异常分布轻元素沿RGB和全球性的球状星团，特别是HB形态。
2003-09-01 astro-ph
Kinematics and Metallicity of M31 Red Giants: The Giant Southern Stream and Discovery of a Second Cold Component at R = 20 kpc
我们目前的光谱观测红巨星分支（RGB）恒星在仙女座螺旋星系（M31），收购的凯克II 10米望远镜的DEIMOS仪器。本研究的三个目标领域是在M31球体，外盘和巨大的南方流。在本文中，我们专注于RGB星的运动学和化学成分的流场位于一个投影距离R = 20 kpc的M31的中心。在这个区域发现了混合的恒星星族。M31 RGB星是使用各种光谱和光度诊断从银河系矮星污染物中分离出来的。RGB星的径向速度分布显示出明显的双峰性--主峰位于v = -513 km/s，次峰位于v = -417 km/s --以及一个潜在的广泛分量，这可能代表了M31的光滑球体。这两个峰值被发现是动态冷与内禀速度分散σ（V）= 16公里/秒。在这两个峰值中，恒星的平均金属丰度和金属丰度离散度也是相似的：[Fe/H] = -0.45和sigma（[Fe/H]）= 0.2。观测到的主峰速度与动力学模型预测的一致，但对次峰没有明显的解释。次级冷群的性质尚不清楚：它可能代表：（1）来自卫星合并事件的潮汐碎片，叠加在巨大的南方流上，但与之无关;（2）巨大的南方流的一个包裹部分;（3）在R > 50 kpc时，M31星盘的翘曲或密度过高（这个分量远高于平滑指数星盘亮度轮廓的外推）。
2005-12-06 astro-ph
The giant, horizontal and asymptotic branches of galactic globular clusters. I. The catalog, photometric observables and features
本文给出了一个包含61个银河系球状星团（GGC）样本的最新色星等图（CMD）的星表。我们使用这个数据库来执行一个同质的系统分析的演变序列（即，红巨星分支（RGB），水平分支（HB）和渐近巨分支（AGB））。在此基础上，我们提出了：（1）一种新的测量ZAHB（V_ZAHB）能级的方法，并以HB为标准烛光，得到了一组齐次距离模量;（2）对RGB金属丰度指标的独立估计和这些参数在光谱（[Fe/H]_CG97）和全球金属丰度（[M/H]，还包括α-元素增强）方面的新校准。所提出的方程组可用于同时从（V，B-V）-CMD中RGB的形态和位置导出金属丰度和红化的光度估计。(3)RGB-Bump（47个GGC中）和AGB-Bump（9个GGC中）的位置。这些功能的金属丰度的依赖进行了讨论。我们发现，通过使用最新的理论模型和新的金属丰度标度，理论和观测之间的早期差异（约0.4等）完全消失。
1999-06-15 astro-ph
Mixing along the Red Giant Branch in Metal-poor Field Stars
我们已经确定了Li，C，N，O，Na和Fe的丰度，和12 C/13 C同位素比值的62场贫金属星（加上43从文献中）的样本。这个大样本被用来表明小质量的低RGB恒星（即，比RGB凸起更暗）具有丰富的轻元素，与经典进化模型的理论预测一致。第二个，明显的混合情节发生后，RGB颠簸，达到不完全的CNO燃烧的地区。场星中没有观测到球状星团中的O-Na关系。这意味着，混合情节是不够深，以达到区域的ON燃烧发生。
1999-12-07 astro-ph
Red Giant stars in the Large Magellanic Cloud clusters
本文给出了大麦云星云中13个球状星团的深J、H、Ks测光和精确到K ~18.5的色星等图。这个数据集与我们小组先前发表的6个星团样本相结合，为研究不同年龄（从~ 8000万年到~3.5 Gyr）的星团中巨星的性质提供了机会。在渐近巨星分支、红巨星分支和氦团中的恒星人口比率的定量估计（按数量和光度）已经获得，并在探测所谓的相变的框架内与理论模型进行了比较。当RGB相变开始时，AGB对总光度的贡献在~ 2亿年时开始显着，并在~5- 6亿年时达到最大值。在~ 9亿年的时间里，一个扩展的、人口众多的RGB的全面发展已经完成。AGB和RGB相变的发生都是急剧的事件，只持续了几百万年。这些经验结果与基于正则轨道和燃料消耗方法的简单恒星星族模型的理论预测吻合得很好。
2006-04-06 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Small Amplitude Variable Red Giants in the Magellanic Clouds
本文分析了光学引力透镜实验（OGLE-Ⅱ）第二阶段期间从大麦哲伦云和小麦哲伦云中探测到的大量可变红巨星，并补充了OGLE-Ⅲ测光。比较被检测物体的脉动特性，我们发现它们构成了两组特征明显不同的物体。在本文中，我们详细分析了小振幅变化的红巨星（约15400和3000对象的LMC和SMC，分别）。这些天体中的绝大多数是多周期的。其中至少有30%在功率谱中表现出两种紧密间隔的模式，这可能表明非径向振荡。大约50%的人表现出额外的所谓的长次级周期。为了区分AGB和RGB红巨星，我们比较了位于红巨星分支（TRGB）顶端上方和下方的多周期红巨星的PL图。TRGB上方的巨星在PL图中形成了四条平行的脊。在TRGB以下更多的巨星样本中，我们发现了位于这些脊的低光度延伸部分的物体，但大多数恒星位于logP稍微偏移的脊上。我们将前者解释为第二次上升的AGB红巨星，后者解释为第一次上升的RGB天体。因此，我们的经验表明，脉动红巨星暗于TRGB是RGB和AGB巨星的混合物。最后，我们比较了LMC、SMC和银河系核球变星的Petersen图，发现它们基本上是一致的，这表明在所有这些不同恒星环境中的变星都具有相似的脉动性质。
2004-07-02 astro-ph
A New Deep HST/ACS CMD of I Zw 18: Evidence for Red Giant Branch Stars
我们目前的结果，从新的深HST/ACS测光的I Zw 18，最贫金属的蓝致密矮星系在附近的宇宙。之前有人认为这是一个非常年轻的系统，在不到5亿年前才开始形成恒星，但其他工作暗示这个星系中可能存在更老（> 1 Gyr）的红巨星分支（RGB）恒星。我们更深入的数据确实揭示了RGB的证据。因此，即使在最缺乏金属的系统中，也存在着潜在的古老（> 1 Gyr）星族，这意味着恒星的形成始于z > 0.1。RGB tip（TRGB）星等和造父变星的性质表明，I Zw 18比以前认为的更远（D = 19.0 +/- 1.8 Mpc）。
2007-02-09 astro-ph
Chemical Analysis of Five Red Giants in the Globular Cluster M10 (NGC 6254)
我们已经确定了银河系球状星团M10中五颗红巨星分支（RGB）恒星的Al，$α$，Fe峰和中子捕获元素丰度。利用WIYN望远镜上的Hydra多纤维定位器和台式摄谱仪获得的中等分辨率（R $\sim$ 15，000）光谱的等效宽度分析确定丰度。数据采样从水平分支附近的亮度级到RGB尖端以下约0.5等的上部RGB。我们发现与先前的研究一致，M10是中等贫金属的，[Fe/H]=-1.45（$σ$ =0.04）。所有恒星的$<$ [Al/Fe] $>$ =+0.33（$σ$ =0.19）都显示出Al增强，但没有恒星的[Al/Fe] $\ga$ +0.55。我们发现$α$元素被增强了+0.20到+0.40 dex，Fe-峰元素具有[el/Fe] $\sim$ 0，这与II型SN喷出物的预测一致。此外，簇似乎是r-过程丰富的$<$ [Eu/La] $>$ =+0.41。
2008-08-18 astro-ph
Mass Loss In M67 Giants: Evidence From Isochrone Fitting
本文研究了疏散星团M67的恒星含量。我们已经计算了新的恒星模型与太阳丰度的演化序列，涵盖了从零年龄主序列的渐近巨星分支（AGB）的明亮端的所有阶段的演变。我们特别研究了计算和观测到的红巨星分支（RGB）之间的拟合，并讨论了最影响其质量的因素。RGB和丛巨星之间的显着的颜色差距进行比较与He燃烧的轨道和计算5 Gyr等时线之间的温度差距。这种纯粹的微分方法强烈地表明，团状巨星具有M $\lta 0.70\msun\ $，这意味着质量损失（$\approx 0.6$ \msun）远远超过了在球状星团中发现的质量损失。对质量损失过程的观测限制支持这样的解释，即冷的低质量巨星的质量损失随着金属丰度的增加而增加。
1993-04-12 astro-ph
Abundances in red giant stars of NGC 2808 and correlations between chemical anomalies and global parameters in globular clusters
利用高分辨率阶梯光谱对球状星团NGC 2808中红巨星支（RGB）顶端到RGB凸起以下的恒星进行了丰度分析。计算了Al、α过程元素（Si I、Ca I、Ti I和Ti II）和Fe族元素（Sc II、VI、Cr I、Cr II、Mn I、Co I、Ni I）的丰度。除了镁的含量有所减少，可能是因为镁铝循环中镁的含量减少了铝，其他α元素的比率显示出类似金属丰度的晕星的典型过剩。Mn是不足的，而铁族元素有典型的丰度比接近太阳值。我们检测到恒星之间的差异，铝丰度从RGB尖端下降到最微弱的恒星下方的RGB凸点，与钠丰度在所有光度。Na-Al相关性的斜率与Sneden et al.（2004）在M13中发现的相似，但与其他金属丰度相似的球状星团的相关性不同。我们发现球状星团红巨星中Na-O和Mg-Al电子关系上的化学不均匀性的数量与现今星团的质量和椭圆率有关。此外，我们发现第一次之间的相关性的质子捕获元素和集群的轨道参数的扩展。化学异常在具有大尺寸轨道和较长周期的星系团以及轨道相对于银道面的倾角较大的星系团中更广泛。
2005-11-04 astro-ph
The link between chemical anomalies along the red giant branch and the horizontal branch extension in globular clusters
我们发现，在红巨星分支（RGB）恒星中观察到的Na-O关系的延伸和银河系球状星团（GC）的水平分支（HB）蓝尾的高温延伸之间存在很强的相关性。在RGB星中观察到的Na-O-O关系的贫氧尾越长，GC中最蓝的HB星达到的最高温度就越高。这一结果提供了一个明确的，经验的证据之间的联系，延长HB和存在的恒星到恒星的丰度变化的质子捕获元素在GC星。我们讨论这种相关性的可能解释。
2007-11-02 astro-ph
Comparison between Observed and Theoretical Red Giant Branch Luminosity Functions of Galactic Globular Clusters
利用HST数据，获得了18个银河系球状星团的上主序星、次巨星支和红巨星支的V波段光度函数。与四套理论模型进行了比较。与以前的几个工作中发现的相比，在任何金属丰度[M/H]<-0.7时，观察到的LF与理论LF之间存在良好的一般一致性。在较高的金属丰度，在RGB的上半部分，可能的差异，需要进一步的观测数据，并通过扩展所有的模型，以最富金属的制度确认。SGB形状用于设置群集年龄的上限，从而设置群集距离的下限。还讨论了仍然开放的问题之间的观察和理论的RGB凹凸位置的不匹配。
2000-05-02 astro-ph
The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up
它表明，在标准对流包层的底部以下的深循环混合，以及随之而来的“冷底处理”（CBP）的CNO同位素，可以重现的趋势与恒星质量的C-12/C-13观测低质量红巨星。(This趋势与标准第一挖掘的预期相反。）我们的模型假设，额外的混合总是达到相同的距离，从H-燃烧壳的温度，CBP开始时，H-燃烧壳擦除的分子量不连续性（“亩障碍”）建立的第一个疏浚。对于Pop I星，除了N-15之外，其他CNO同位素都不会被CBP改变。(If O-18耗尽发生在AGB上，正如一些观察所表明的那样，这将需要额外的混合到达AGB上比RGB更接近H燃烧的壳层-也应该导致比观察到的低得多的C-12/C-13比率。CBP随着恒星质量或金属丰度的降低而增加-在RGB上大约为1/M^2，这是由于低质量恒星的RGB较长，而在低金属丰度下，由于H壳层燃烧温度较高，CBP为1/Z。在低质量的Pop II恒星中，所有的CNO同位素都被CBP改变。场Pop II星表现出的RGB丰度与我们的CBP模型的预测一致，CBP模型已经被归一化以重现Pop I的RGB丰度，但观察到球状星团星遇到更广泛的处理;此外，观察到CBP开始在球状星团RGB的底部附近（克服任何“μ障碍”）。还介绍了标准的第一次和第二次疏浚，以及相对于SN的星际介质的富集。对于轻元素，参见astro-ph/9512122。
1998-06-16 astro-ph
Mass motions and chromospheres of RGB stars in the globular cluster NGC 2808
我们介绍了在科学验证期间用FLAMES对NGC 2808中的球状星团中的红巨星分支（RGB）星进行的首次观测结果。总共观测到137颗恒星，其中20颗用UVES以高分辨率（R= 47，000）观测，其他的用GIRAFFE以低分辨率（R= 19，000 - 29，000）在MEDUSA模式下观测，从RGB尖端向下监测约3等。从H α、Na I D和Ca II H和K线获得光谱。这是迄今为止在球状星团巨人这样的数据的最大和最完整的收集，无论是在一个集群内观察到的恒星数量，并监测所有最重要的光学诊断色球活动/质量motions.Evidence的质量运动在大气中的搜索从不对称的配置文件和核心移位的H α，Na I D和Ca II K线，以及从H α发射翼。我们将H α发射、Na-D_2核心漂移和K_3核心漂移的检测阈值分别设定为logL/Lsun ~ 2.5，2.9和2.8。这些极限比几乎所有以前的研究发现的结果都要微弱得多。此外，与以前的研究相比，检测到这些特征的恒星比例显着增加。我们的观测证实了色球在球状星团巨星中的广泛存在，就像在第一星族红巨星中发现的那样。上面的一些诊断清楚地表明，在几颗恒星的大气层中存在向外的质量运动。
2003-09-25 astro-ph
Do AGB Stars Differ Chemically from RGB Stars in Globular Clusters?
最近的改进球状星团的颜色星等图，再加上在大样本光谱丰度研究的集群巨人的增加，终于允许一些尝试在统计上有意义的比较的红巨星分支（RGB）和渐近分支（AGB）集群恒星的化学成分。我们在这里回顾了一些现存的数据，得出的结论是，在一些集群的AGB星平均显示较少量的高温质子捕获合成产物（低氧，高钠和铝）在他们的表面比第一上升的RGB星。这表明那些被质子捕获物质富集的RGB恒星也有很高的氦含量。这些恒星在氦闪光之后会在水平分支最蓝的部分居住（由于它们的高包层氦），在随后的演化阶段可能永远不会回到AGB。
2000-01-03 astro-ph
The Analysis of Isochrone Fitting Methods for Red Giant Branch Photometry, and Tip Red Giant Branch Distance Determination
本文讨论了等时线拟合方法及其在古老恒星星族红巨星支光度学研究中的应用。这是扩展到考虑所引入的问题，包括较低的幅度区域的颜色幅度图（CMD）。我们特别参考我们以前的论文Frayn & Gilmore（2002），其中详细解释了我们的等时线插值和拟合代码。我们解决了等时线拟合过程中固有的系统误差，并调查了简单的恒星星族在多大程度上可以从嘈杂的光度数据中恢复。我们调查的影响所造成的不准确的距离估计，等时线模型的变化和光度误差。我们目前的结果，从两个研究大约同时代的恒星星族，银河系球状星团系统（MWGCS），和小熊座矮球状星系。此外，我们介绍了一种新的方法，用于估计距离使用的RGB的尖端，这是显着更强大的比标准的边缘检测滤波器的光度。
2002-11-04 astro-ph
Distant future of the Sun and Earth revisited
我们重新审视太阳和太阳系的遥远未来，基于经过彻底测试的进化代码计算的恒星模型。对于太阳巨星阶段，冷（但不是尘埃驱动）风的质量损失被详细考虑。使用Schroder & Cuntz（2005，2007）的新的和校准良好的质量损失公式，我们发现太阳作为RGB巨星的质量损失（0.332 M_Sun，从现在开始为7.59 Gy）可能会使地球轨道显著膨胀，与剩余的太阳质量成反比。根据这些太阳演化模型，行星地球与太阳冷巨光球最接近的相遇将发生在tip-RGB阶段。在这一关键事件中，对于演化模型的每个时间步，我们考虑了地球与巨太阳潮汐相互作用所造成的轨道角动量损失，以及低色球层的动力学阻力。我们发现，地球将无法逃脱吞噬，尽管太阳质量损失的积极影响。为了在太阳尖-RGB阶段存活下来，任何假设的行星都需要大约1.15 AU的最小轨道半径。此外，我们的太阳演化模型与详细的质量损失的描述预测，由此产生的tip-AGB巨星将不会达到其tip-RGB大小。主要原因是在太阳的RGB阶段已经损失了更大量的质量。因此，尖端AGB的光度将无法驱动最终的尘埃驱动的超级风，并且不会有规则的太阳行星状星云（PN）。但是最后一个热脉冲可能会产生一个类似于，但比特殊的PN IC 2149小得多的拱星壳，估计总的拱星壳质量只有太阳质量的百分之几。
2008-01-25 astro-ph
Clues on the evolution of the Carina dwarf spheroidal galaxy from the color distribution of its red giant stars
船底座矮球状星系的细长红巨星分支（RGB）乍一看非常令人困惑，似乎与几个不同的恒星形成爆发的存在形成对比。在这封信中，我们根据新的BVI宽视场观测提供了船底座红巨星颜色扩展的测量，并通过合成颜色-星等图模拟了RGB的宽度。测得的颜色扩散，Sigma{V-I}=0.021 +/- 0.005，是相当自然地占了星系的恒星形成历史。薄的RGB似乎基本上与其占主导地位的恒星星族的有限年龄范围有关，在给定的年龄不需要金属丰度分散。这个结果相对于假设的年龄-金属丰度关系的变化来说是相对稳定的，只要星系寿命的平均金属丰度与观测值相匹配（[Fe/H] = -1.91 +/- 0.12，经过年龄效应的校正）。光度数据的分析也对船底座的化学演化提出了一些限制，表明船底座的星际介质的化学丰度在恒星形成的每一幕中都很低，即使这些事件发生在许多Gyr上。
2003-04-23 astro-ph
First Dredge-Up and further Mixing Mechanisms along the Red Giant Branch in Field Stars
在这项研究中，我们使用了大量处于不同演化阶段的场贫金属星（[Fe/H]<-1）的样本，从观测上证明了（小质量）亚巨星（比第一次挖掘更亮，比RGB凸起更暗的恒星）具有丰富的轻元素，这与经典演化模型的预测一致。在RGB碰撞之后发生了进一步的混合事件，与Charbonnel的预测一致（1994，A&A，282，811; 1995，ApJ，453，L41）O-Na反相关，在球状星团巨星中观察到的典型特征，在场星中不存在。
1998-12-04 astro-ph
Probing the RGB-phase transition: Near-IR photometry of six intermediate age LMC clusters
这是一系列论文中的第一篇，这些论文致力于通过近红外阵列光度学对大麦云星系团完整样本中红色恒星序列的光度学特性进行全球性研究。本文给出了六个中等年龄星团（NGC 1987、NGC 2108、NGC 2190、NGC 2209、NGC 2231、NGC 2249）的深J、H、Ks测光和精确到K=18.5（即红氦团以下1.5等）的色星等图。在探测红巨星分支相变（RGB Ph-T）的框架下，对每个目标星团中红巨星分支星和氦团簇星之间的人口比（按数量和光度）进行了定量估计和讨论。通过使用Elson & Fall s参数作为年龄指标，所观察到的RGB群体在s=36时显示出急剧增强（在数量和亮度上）。显然，相应的绝对年龄严格依赖于用于校准s参数的理论模型的细节。奇怪的是，目前可用的s参数的年龄校准基于典型（由Elson & Fall 1988）和超调（Girardi等，1995）模型提供的年龄在10%以内，这表明红巨星分支的完全发展发生在t= 7亿年，是一个相对较快的事件（Δ t= 3亿年）。然而，从s参数的过冲校准得到的RGB Ph-T历元明显早于Girardi等人（2000）最近的进化轨迹提供的历元。一个新的校准的s参数的基础上高品质的颜色幅值图和更新的模型，敦促解决这种差异的根源，并最终建立的RGB Ph-T的历元。
2004-03-17 astro-ph
