Theoretical Uncertainties in Red Giant Branch Evolution: The Red Giant Branch Bump
对贫金属球状星团的红巨星分支进行了蒙特卡罗模拟，探讨了标准恒星演化理论中的不确定性。导出了红巨星分支光度函数（M_v，b）中凸点V波段绝对星等和凸点中多余恒星数R_b的置信限。分析考虑了原始氦丰度、α俘获元素丰度、辐射和传导不透明度、核反应速率、中微子能量损失、扩散和对流处理、表面边界条件和颜色变换等方面的不确定性。红巨星凸点星等理论值的不确定性随金属丰度的变化而变化，在[Fe/H] = -2.4时为+0.13/-0.12星等，在[Fe/H] = -1.0 $. The dominant sources of uncertainty are the abundance of the alpha-capture elements, the mixing length, and the low-temperature opacities. The theoretical values of M_v,b are in good agreement with observations. The uncertainty in the theoretical value of R_b is +/-0.01 at all metallicities studied. The dominant sources of uncertainty are the abundance of the alph…
2005-12-20 astro-ph
Nucleosynthesis in Intermediate-Mass Asymptotic Giant Branch Stars
本文综述了渐近巨星分支星的主要性质，包括它们的结构、演化和核合成。概述了主要的物理机制，以及不确定性。为了与这次会议的多学科性质保持一致，本文是为那些不是恒星结构专家的人设计的。
1998-10-07 astro-ph
Red Giant Branch stars: the theoretical framework
红巨星分支星的有效温度、颜色、光度和表面化学丰度的理论预测是天体物理解释未分辨恒星星族可见-近红外积分光、分辨星团和星系的色-星等图以及红巨星化学丰度光谱测定的必要工具。另一方面，与经验约束的比较为当前几代红巨星模型的准确性提供了严格的测试。我们回顾了红巨星建模的现状，详细讨论了仍然存在的影响模型输入物理的不确定性（例如，电子传导不透明性，超绝热对流的处理），以及模型计算中建立的物理假设的充分性。我们比较理论与银河系球状星团中红巨星分支的几个观测特征，如光度函数凸块，红巨星分支尖端的光度和包络化学丰度模式，以显示当前恒星模型与有关恒星光度，恒星计数和表面化学丰度的经验数据之间的一致性水平。
2002-01-23 astro-ph
A population of binaries in the Asymptotic Giant Branch of 47 Tucanae?
我们使用一组存档的哈勃太空望远镜/ACS图像来探测球状星团47 Tuccenda的演化种群。我们发现在星团核心有过量的渐近巨星分支（AGB）恒星。我们解释这一特点作为一个额外的人口可能是由起源于双星系统的演化大质量恒星的后代的签名。事实上，与理论轨道的比较表明，47 Tuc的AGB人口可能被目前正在经历第一次上升的红巨星分支的更大质量的恒星严重污染。
2006-10-10 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 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
Mass loss on the Asymptotic Giant Branch
渐近巨星分支上的质量损失提供了行星状星云的起源。本文综述了AGB演化的几个相关方面：脉动特性，质量损失形式主义和时间变量的质量损失，AGB上的不对称性，二元性，ISM相互作用的证据，在低金属丰度的质量损失。越来越多的证据表明，AGB上的质量损失已经是不对称的，但具有球对称的速度场。环的起源可能是脉动的不稳定性，导致数百年时间尺度上的质量损失变化。
2006-05-03 astro-ph
A Robust Test of Evolution near the Tip of the Red Giant Branch and Missing Giants in NGC 2808
我们描述了一种新的方法，用于强有力地测试红巨星演化的理论预测附近的巨星分支的尖端。当理论上的累积光度函数被移动到在I波段对准尖端，并在比红巨星凸起稍微亮一点的光度水平上归一化时，几乎所有对年龄和成分（重元素和氦丰度）的依赖都被消除了。虽然与观测结果进行重要的比较需要大量的巨星样本，但这样的样本可以用于一些质量最大的银河系球状星团。我们与NGC 2808和M5进行了比较，发现NGC 2808缺少亮巨星（巨星分布更极端的概率小于3%）。我们讨论的可能性，低估了中微子的损失或强大的质量损失可能是负责赤字的巨人。虽然我们不能排除中微子假说，但它不能解释M5观测和模型之间的明显一致性。另一方面，强烈的质量损失提供了巨星观测和NGC 2808异常蓝色水平分支之间的潜在联系。如果质量损失假说是正确的，那么通过对该星系团进行稍微深一点的紫外线观测，就可能发现大量的氦白矮星。
2006-11-09 astro-ph
Radiation-Pressure Ejection of Planetary Nebulae in Asymptotic-Giant- Branch Stars
我们研究了在渐近巨星支（AGB）星的氦壳层闪光中辐射压力可能触发行星状星云（PN）喷射的可能性。我们发现，在闪光过程中的氢信封的基础上向外通量将达到爱丁顿极限时，信封质量下降到一个临界值，这取决于核心的质量和组成。这些结果可能有助于解释在麦哲伦云中发现的氦燃烧PN核。
1999-09-28 astro-ph
A Keck/Deimos Survey of Red Giant Branch Stars in the Outskirts of M31
我们正在使用凯克II 10米望远镜上的DEIMOS多目标摄谱仪对M31外围的红巨星分支星进行光谱调查。到目前为止，速度已经获得了大多数的主要子结构的晕，以及在几个位置的远外盘和内晕。本文介绍了有关巨恒星流和长轴子结构的初步结果。
2004-08-03 astro-ph
The Tip of the Red Giant Branch
我回顾了红巨星分支的尖端作为标准蜡烛，在光学和近红外校准的最新结果。如果考虑到所有的不确定性，不同的和独立的经验校准之间的协议是相当不错的。本文还讨论了SDSS光度带（i，z）定标的可能扩展。
2007-11-13 astro-ph
On the third dredge-up phenomenon in asymptotic giant branch stars
通过对太阳金属丰度恒星\mass{3}的演化模型计算，分析了渐近巨星分支（AGB）恒星中的第三次疏浚现象。Schwarzschild准则被用来测试一个给定的层对流的稳定性，并进行计算，无论有或没有额外的混合以下的对流信封。基于这些计算，解决了几个问题，关于AGB星模型中第三次疏浚的发生，这种现象的规律，以及它对这些恒星的结构和化学演化的影响。
1999-03-31 astro-ph
The Determination of Stellar Parameters of Giants in the Galactic Disks and Bulge
在这里，我们提出了我们正在进行的工作，确定巨星的恒星参数在银河系的膨胀和UVES观测的VLT。我们给出了一些初步的结果。
2007-01-31 astro-ph
Asymptotic Giant Branch predictions: theoretical uncertainties
在本文中，我们调查的意见和“新的”渐近巨分支（AGB）模型，通过更新物理输入在以前的恒星计算之间的协议水平。人们发现，新的物理学增加了水平分支（HB）和AGB恒星结构的预测光度相似的数量，保持不变的预测这两个演化阶段之间的光度差异。选定的球状星团的最佳拟合似乎是相当令人满意的，披露的红巨星分支（RGB）的祖先在评估适度的金属丰富的集群的距离模量的质量的假设的相关性。仍然存在的不确定性有关的输入物理或一些宏观机制的效率，如对流或微观扩散，进行了批判性的讨论，排除了所谓的“呼吸脉冲”的发生在中央他耗尽，在协议与早先的建议。
2001-12-05 astro-ph
The accretion of planets and brown dwarfs by giant stars -- II. solar mass stars on the red giant branch
本文将我们以前对巨恒星吸积行星/褐矮星的研究扩展到位于红巨星分支上的太阳质量恒星。该模型假设行星在巨星的对流层底部消散。巨人的进化是随后详细。我们分析了不同的吸积率和不同的初始条件的影响。计算表明，吸积过程伴随着恒星的大幅膨胀，在高吸积率的情况下，可以激活热底部燃烧。伴随着行星被吞噬的可能观测信号也被广泛研究。它们包括：壳层的喷射和随后的红外发射阶段、7 Li表面丰度的增加和潜在的恒星金属丰度富集、由于轨道角动量沉积而导致的恒星自转、可能产生的磁场和相关的X射线活动由于对流包层底部剪切的发展，以及对球状星团水平分支形态的影响。我们认为，在4-8%的G和K巨星中观察到的IR过量和高Li丰度来自巨行星、棕矮星或极低质量恒星的吸积。
1999-05-18 astro-ph
Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
Metallicities for 13 nearby open clusters from high-resolution spectroscopy of dwarf and giant stars. Stellar metallicity, stellar mass, and giant planets
本文对13个疏散星团IC 2714、IC 4651、IC 4756、NGC 2360、NGC 2423、NGC 2447（M93）、NGC 2539、NGC 2682（M67）、NGC 3114、NGC 3680、NGC 4349、NGC 5822、NGC 6633中的39颗巨星和16颗矮星进行了精确的恒星参数和铁丰度的研究。分析是使用UVES光谱仪（VLT）获得的一组高分辨率和高S/N光谱进行的。目前正在使用精确的径向速度搜索这些星团中的行星。对于所有的星系团，推导出的平均金属丰度接近太阳。有趣的是，导出的值似乎取决于所使用的行列表。这种依赖性及其对巨星化学丰度研究的影响进行了讨论。我们表明，仔细选择的线可能是至关重要的推导巨恒星的金属丰度相同的金属丰度尺度的衍生矮星。最后，我们讨论了衍生丰度的金属丰度和质量巨行星的相关性的影响。我们的结论是，一个很好的知识，这两个参数是必要的，以正确地解开它们的影响，形成巨大的行星。
2008-11-14 astro-ph
Eccentric Orbits of close Companions to Asymptotic Giant Branch Stars
我认为，在一些潮汐强相互作用双星系统中发现的相对较高的离心率，其中质量损失的恒星是一个演化的巨星，例如，一个渐近巨星分支星，是由近星点通过期间增强的质量损失率引起的。潮汐相互作用本身将在相对较短的时间内使这些系统的轨道圆化，因此需要一种在较短时间尺度上增加偏心率的机制。提出的方案预测，星云形成的质量损失过程具有显着偏离轴对称结构。这样的偏离在红矩形中观察到，它有一个中心双星系统HD 44179，轨道周期为318天，离心率为e=0.38。
2000-02-06 astro-ph
The Discovery of Stellar Oscillations in the Planet Hosting Giant Star Beta Geminorum
我们提出了一个长时间序列的精确恒星径向速度测量的行星托管K巨星双子座β的结果。总共进行了20个小时的观测，时间跨度为三个夜晚，径向速度变化表明存在类似太阳的恒星振荡。我们的周期分析产生了六个显着的脉动模式，频率范围为30 - 150微赫兹。主模式的频率为86.9微赫兹，振幅为5.3米/秒。这些值与恒星质量约为2个太阳质量的巨星的恒星振荡是一致的。这个恒星质量意味着伴星的最小质量是2.6木星质量。Beta Gem是第一颗拥有巨恒星的行星，在其中发现了多周期的恒星振荡。对巨恒星所在行星的恒星振荡的研究可能会提供一个独立的，更准确的恒星质量测定。
2007-09-10 astro-ph
Line Broadening in Field Metal-poor Red Giant and Red Horizontal Branch Stars
我们报道了45颗贫金属场红巨星和红水平支星的349个视向速度。我们已经确认了一个新的光谱双星HD 4306和一个可能的光谱双星HD 184711。我们还报告了Carney等人（2003）以前报告的91颗恒星中的11颗的57个径向速度。正如在以前的研究中发现的那样，径向速度“抖动”存在于许多最明亮的恒星中。排除光谱双星轨道运动的恒星，所有7颗M（V）<= -2.0的红巨星都显示出抖动，以及14颗M（V）<=-1.4的红巨星中的3颗。我们还测量了所有新光谱的线宽，使用合成光谱作为模板。最明亮的红巨星显示出显着的谱线增宽，许多红色水平分支恒星也是如此，我们简要地讨论了可能的原因。
2007-10-01 astro-ph
The distance to the Sgr dwarf spheroidal galaxy from the Red Giant Branch Tip
我们导出了从红巨星分支尖端到人马座矮椭球星系中心区域的距离。所获得的距离模数是$(m-M)_0=17.10\pm0.15$，对应于日心距离$D=26.30\pm1.8$ Kpc。在采用最精确的星团金属丰度估算和最近的$M_V(RRLy) vs.[Fe/H]$关系标定后，这个估算值与球状星团M~54的RR型天琴座星的距离吻合得很好。
2004-06-15 astro-ph
Photospheric Opacity and Over-Expanded Envelopes of Asymptotic Giant Branch Stars
我认为，富氧（类似于太阳丰度）的上部渐近巨星分支恒星的光球不透明度的行为可能会导致这些恒星大幅膨胀几千年。我把这个过程称为过度扩张。这可能发生在光球（有效）温度下降到Tp~ 3000 K时，因为不透明度急剧增加，温度进一步下降到Tp~ 2000 K。高得多的不透明度意味着光球密度低得多，这使包层结构稳定。随着质量的减少，恒星最终会收缩成为一颗后渐近巨星分支星。讨论了超膨胀阶段的一些可能结果：（1）超膨胀阶段可能与半周期同心弧的形成有关（2）过膨胀阶段可能与质量损失速率和向轴对称质量损失几何转变之间的正相关有关;（3）过度膨胀的渐近巨星分支星，其半径加倍，更有可能吞下一个低质量的伴星。
2005-10-11 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
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 distance to the Leo I dwarf spheroidal galaxy from the Red Giant Branch Tip
本文介绍了以狮子座I为中心的9.4弧分× 9.4弧分的V和I测光。红巨星分支尖端的I星等是从两个不同的数据集稳健地估计的（I^{TRGB}=17.97 + 0.05/-0.03）。从这个估计中，采用RGB星与银河模板比较的[M/H]=-1.2，我们得到距离模（m-M）_0=22.02 +/-0.13，对应于距离D=254 +16/-19 Kpc。
2004-07-21 astro-ph
Evolution of the dust mass loss with luminosity along the giant branch of the globular cluster 47 Tuc
本文利用ISOCAM和DENIS资料，研究了球状星团47 Tuc巨分支恒星尘埃质量损失的性质。光栅地图的5个领域，覆盖面积从4 × 4到15 × 15弧分2，在不同的距离从集群的中心已获得ISOCAM在11.5妈妈（LW 10过滤器）。覆盖的字段包括该集群中已知的大多数红色变量。实现了约0.2毫焦耳的检测阈值，允许检测巨星在11.5妈妈所有的方式下降到水平分支。与LMC/SMC球状星团中的情况相反，在观测场中没有发现尘埃遮蔽的渐近巨星分支星。颜色指数[12]-[2]（基于ISO 11.5 μ m通量和DENIS Ks量级）用作粉尘排放（以及粉尘质量损失）的诊断。它的光度沿巨星分支的演变表明，尘埃质量损失只存在于V3（本研究中观察到的唯一星团Mira变量）和V18中，这是一颗呈现间歇性变化的恒星。这一结论证实了恒星脉动在尘埃形成和随后的质量损失中的重要性。
2001-05-02 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
Red variables in the OGLE-II database. I. Pulsations and period-luminosity relations below the tip of the Red Giant Branch of the LMC
我们目前的周期光度关系超过23,000红巨星在大麦云观测的OGLE-II微透镜项目。OGLE周期值与2 MASS单历元JHK光度数据相结合。对于较亮的恒星，我们发现协议与以前的结果（四个不同的序列对应于不同模式的脉动在AGB星）。我们还在红巨星分支的尖端下方发现了两个截然不同的序列。它们由近10，000颗短周期（15 d <P< 50 d）、低振幅（A_I<0.04 mag）的红色变星组成，我们认为其中很大一部分可能位于红巨星分支，显示出第二和第三泛音模式的径向脉动。激发机制可能是类似Mira的脉动，也可能是由对流驱动的类似太阳的振荡。
2003-07-15 astro-ph
Metallicity gradients in the Sagittarius dwarf spheroidal Galaxy
利用2MASS巡天的红外测光资料研究了人马座矮星系（Sgr）的金属丰度梯度。为了寻找金属丰度效应，将位于Sgr中心附近的巨型分支与位于其南部边缘附近的巨型分支进行比较。通过对银纬对称图的统计相减，消除了Sgr巨星支受前景银河系恒星的污染。减影后，可以重建Sgr巨支，具有良好的精度。这两个领域中的巨大分支具有相似的斜率，但颜色有所变化。即使在校正了场之间的差异变红之后，分支之间的颜色偏移仍然存在，并且非常显著。这种巨大分支的颜色变化对应于大约-0.25 Dex的金属丰度变化。Sgr中金属丰度梯度的存在可能表明Sgr中存在两种不同的恒星星族。一个是低金属丰度的，另一个是高金属丰度的，具有较小的空间延伸。
2001-08-06 astro-ph
Exploring the Upper Red Giant and Asymptotic Giant Branches: the Globular Cluster M5
我们已经将球状星团M5中的上部红巨星、水平巨星和渐近巨星分支（RGB、HB、AGB）恒星列表制成表格，RGB和AGB样本完整到距离核心10'以上，HB样本完整到距离核心8'以上。大样本给出了迄今为止单个球状星团最精确的R_2 = N_AGB / N_HB值（0.176 +/- 0.018）。这与使用最新物理输入的理论计算不相容。这种差异可能是由于观测到的R_2值对水平分枝形态的依赖性。我们认为星团M55是这种效应的另一个可能的例子。在人口稠密的星团中的HB和AGB星的样本可能提供一种校准球状星团中水平分支星质量的方法。上红巨星分支的累积光度函数显示，在分支顶端附近观测到的恒星明显不足。这个特征有不到2%的机会是由于统计波动。当考虑测量偏差时，AGB星的累积光度函数的斜率与恒星模型的理论预测值一致。我们还引入了一个新的诊断R_clump，反映了一个恒星在AGB团中度过的AGB寿命的分数。对于M5，我们发现R_clump = 0.42 +/- 0.05，与理论预测略有不同。最后，我们注意到M5不稳定带的蓝色部分（第一泛音天琴座RR星所在的地方）人口不足，这是基于大量的基本模式天琴座RR星和不稳定带蓝色端的不变星。这一事实可能意味着不稳定带中恒星的演化轨迹（尤其是颜色）受到脉动的影响。
2004-04-22 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. I. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator
为了研究恒星星族的性质，并将它们与宿主星系的性质联系起来，我们利用哈勃空间望远镜上的宽视场行星照相机2对附近一个旋涡星系的晕族进行了成像。在四个星系中，红巨星分支的人口足够多，可以测量红巨星分支尖端（TRGB）的星等，这是一个众所周知的距离指标。利用Sobel边缘探测技术和最大似然分析测量红巨星分支尖端的$I$带星等，我们确定了到四个邻近星系的距离：NGC 253，NGC 4244，NGC 4945，NGC 4258。对于前三个星系，这里确定的TRGB距离比以前的距离估计更直接，也可能更准确。在NGC 4258的情况下，我们的TRGB距离是在很好的协议与几何脉泽距离，支持大麦云距离模数$(m-M)_0 = 18.50$，通常采用在最近的估计哈勃常数。
2005-10-09 astro-ph
The Stellar Populations of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy: I. a New Color-Magnitude Diagram for the Giant and Horizontal Branches
我们报告的船底座矮球状星系，我们的银河系附近的卫星的一系列研究的第一个。我们的两个主要结果是：1）精确的BI测光（$σ_{B-I} \simlt 0.05$为$V \simlt 22$），在船底座领域的11，489颗恒星，和2）检测到两个，形态不同，水平分支，这证实了船底座的恒星形成发生在两个分离的插曲。老水平支和RR型天琴座不稳定带属于大于10 Gyr的恒星星族，而红团水平支属于约6 Gyr的恒星星族。我们推导出距离模数$(m-M)_0=20.09 \pm 0.06$船底座的老水平分支和红巨星分支的尖端的视星等，并讨论修改以前估计的距离，总星等，和恒星年龄。利用红巨星分支的颜色，我们估计年轻和老年人口的金属丰度分别为[Fe/H] = -2.0和-2.2。
1994-04-22 astro-ph
Rotation of Horizontal Branch Stars in Globular Clusters
水平分支恒星的旋转对演化恒星的角动量演化产生了重要的限制，因此对巨分支恒星的旋转混合也产生了重要的限制。根据对水平分支恒星自转速率的新观测，我们计算了一个球状星团巨星从巨分支底部到水平分支上出现的角动量演化的简单模型。我们包括质量损失，并推断伴随的角动量损失的内部角动量分布的四个假设。这些模型进行了比较，在M13水平分支旋转速率的观测。我们发现，快速旋转的水平分支可以调和缓慢的固体主体序列旋转，如果巨大的分支恒星有差异的旋转在其对流信封和快速旋转的核心，这是随后的角动量重新分配的水平分支。我们讨论了为什么这些非常不同的性质相对于太阳的情况下可能存在于巨人的物理原因。在快速旋转的水平分支恒星的主序星前体的核心快速旋转，或角动量源的巨星分支上的所有情况下，如果关闭的恒星的旋转速度小于4公里秒$^{-1}$。我们认为，所观察到的范围内的旋转率的水平分支是由内部角动量重新分配发生在一个时间尺度上的恒星的演化水平分支。在M13中明显缺乏温度超过12000K的快速水平分支旋转体，这可能是重力沉降的结果，它抑制了内部角动量的传输。替代的解释和观察测试进行了讨论。
1999-11-02 astro-ph
Pulsation at the tip of the first giant branch?
本文介绍了我们利用红外测量设备和天狼星红外照相机对大麦云星云中的可变红巨星进行的近红外测量的第一批结果。许多非常红的恒星被探测到，并发现其中大多数是变星。在观测到的色星等图（$J-K, K$）和恒星$K$星等分布图中，可以清楚地看到第一个巨星分支（TRGB）的尖端，也就是核心中氦燃烧的开始。除了真正的AGB变星外，我们还发现了许多亮度在TRGB附近的变星。从这个结果，我们推断，他们中的相当大的一部分是RGB变量。
2002-10-22 astro-ph
Various Modes of Helium Mixing in Globular Cluster Giants and Their Possible Effects on the Horizontal Branch Morphology
很久以前人们就知道，球状星团中的一些红巨星在轻元素丰度方面表现出巨大的星与星之间的变化，而这是场巨星所没有的。这一事实可以作为证据，在球状星团巨星中运行的额外混合机制可能是致密恒星环境中恒星-恒星相互作用的结果。为了限制额外的混合机制，我们研究了红巨星分支（RGB）中氦的富集对通过水平分支的恒星演化的影响。三种可能的氦富集模式被认为是与密切接触的恒星在球状星团。我们表明，作为一个结果的核心质量的变化，以及在总质量由于质量损失，水平分支模型的颜色分布在几乎所有的范围内的水平分支。结果进行了讨论的情况下，丰度异常的起源和水平分支的形态上的影响。我们认为，星-星相互作用不仅可以解释快速自转角动量的来源，而且还为某些球状星团的自转速率双峰分布提供了一种机制。我们还提出了在重力-热振荡过程中，从最近的核心坍缩阶段开始所经过的时间作为第二个参数来解释球状星团之间HB形态的变化。
2006-02-08 astro-ph
Sharpening the Tip of the Red Giant Branch
本文介绍了一种改进的红巨星分支（TRGB）尖端光度测量方法，即引入复合星等T = I -β [（V-I）_o - 1.50]，其中β是尖端星等的斜率与颜色（或金属丰度）的函数关系。该方法是专门设计来解释已知的系统学由于金属。在这样做的过程中，这个简单的变换消除了测量尖端时的任意颜色选择，从而显着增加了定义TRGB距离的解析恒星的数量。此外，该方法同时减少了红化对真模量的影响以及其最终的不确定性。
2008-09-15 astro-ph
Preliminary Abundance Analysis of Galactic Bulge Main Sequence, Subgiant, and Giant Branch Stars Observed During Microlensing with Keck/HIRES
我们提出了一个丰富的分析，六个主要的序列关闭，亚巨星，和巨大的分支恒星对银河系的隆起，观察凯克/HIRES在微透镜事件。这是对银河系凸出部主序星的首次详细化学分析的早期研究。透镜事件允许凯克的有效孔径增加到超过目前的尺寸;尽管有些事件仍然扩展了它的光谱能力。未来具有高分辨率和高通量光谱仪的大型望远镜将能够更容易地研究遥远的恒星星族和进化程度较低的恒星的丰度。
2002-09-10 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to the Near the Main Sequence in M71: I. Sample Selection, Observing Strategy and Stellar Parameters
我们提出的样品的丰度分析的25个成员的M71的光度范围从红巨星分支顶端的上部主序列。光谱具有高色散和高精度。我们描述的观测策略和确定的恒星参数的样本星使用宽带颜色和拟合的H $α$配置文件。对于一个固定的log g，导出的恒星参数与Yale $^2$恒星演化轨迹的结果在50 - 100 K范围内是一致的，这在不确定度的范围内。
2001-05-22 astro-ph
Why Hot Horizontal Branch Stars Can Appear Redder Than Red Giants
本文报道了球状星团的V_i（U-B）色星等图中的一个奇怪的特征。在我们的数据库中，我们发现相当一部分蓝色水平分支恒星，比不稳定带更热，比Grundahl等人（1999）跳跃更冷（即，6000 <~ T_eff K <~ 10000），具有比它们的红巨星祖先更红的（U-B）色。这种红色入侵在理论上是不可能的，因为水平分支恒星（其对流区域比红巨星结构中的对流区域更小）不应该比红巨星“看起来”更冷。通过对不同望远镜观测资料的分析，我们发现：1）水平支红侵入强烈地依赖于所采用的U滤光片的形状，在较小程度上依赖于B滤光片：2）用不包含巴尔末跳跃的U滤光片进行测光，不能显示蓝色水平支红侵入; 3）这一特征的出现也是由于U和B星等对恒星有效温度、引力和金属丰度的特殊依赖性; 4）理论轨迹可以再现观察到的水平分支形态，只要适当的（即，精确地响应于在观测中有效使用的滤波器）透射曲线效率用于导出颜色-T_eff变换; 5）红色侵入程度取决于金属丰度。
2003-05-23 astro-ph
Stellar Evolution and Mass Loss on the Asymptotic Giant Branch
在渐近巨星分支上，质量损失主导着恒星演化。质量损失最大的阶段发生在AGB的最后1- 10\ %，包括所谓的Miras和OH/IR星。在这篇评论中，我将讨论特别是Miras的特征和演化，并讨论它们如何与质量损失联系起来。有迹象表明，只有相对年轻的恒星和大质量的祖先才能达到高质量损失率。质量损失率在长时间尺度和短时间尺度上都有变化：短期变化可能与热脉冲周期相关的光度变化有关。在后AGB阶段的质量损失的影响进行了讨论。
1994-11-07 astro-ph
Modeling age and metallicity in globular clusters: a comparison of theoretical giant branch isochrones
考虑到红巨星在星系团和星系中老恒星星族演化合成计算中对积分光的重要贡献，我们分别比较了Padova、Geneva和Yale演化轨道计算的理论等时线。利用Lejeune等人（1999）最新版本的理论恒星光谱的颜色校准库，将等时线以统一的方式转换为观测的色星等图（M（T1），C-T1）和（M（I），V-I），并与观测到的跨越大范围金属丰度的典型球状星团的巨型分支进行比较。我们发现，红巨星分支的三个不同的等时线具有显著不同的斜率和曲率，一般情况下，当金属丰度小于[M/H]-1时，差异更大。在整个金属丰度范围内（~ -2<[M/H]<0），耶鲁等时线是唯一一个显示出与观测到的巨分支和由RGB颜色得出的相关金属丰度标度非常匹配的等时线，而帕多瓦等时线在低金属丰度方面表现出显著的差异。这些差异对单个恒星星族的综合模型颜色的影响，特别是年龄和金属丰度的测定，简要讨论。
1999-05-26 astro-ph
Mass Loss on the Red Giant Branch and the Second-Parameter Phenomenon
“第二参数效应”的特征在于存在具有相似金属丰度[Fe/H]（“第一参数”）但不同水平分支（HB）形貌的球状星团（GC）。其中一个主要的第二个参数候选者是集群年龄。在本论文中，我们解决了以下问题：“是否年龄之间的差异，第二参数GC，从他们的主序列关闭属性，符合他们的相对HB类型？为了回答这个问题，我们分析并应用了红巨星分支上质量损失率的几个解析公式。具体讨论了M5与Palomar 4/Eridanus的情况。我们的研究结果表明，无论采用的质量损失公式，GC的相对关闭年龄是不足以解释的第二个参数的现象，除非GC是年轻的10 Gyr。
1999-09-21 astro-ph
The "Tip" of the Red Giant Branch as a distance indicator: results from evolutionary models
采用经典恒星模型计算中最新的物理输入，给出了红巨星分支尖端（TRGB）光度的新的理论估算。给出了TRGB辐射热星等和I星等与金属丰度的理论关系，并将基于这些关系的距离尺度与Cassii & Salaris（1996）提出的RR天琴座距离尺度和Lee，Freedman & Madore（1993）采用的造父变星距离尺度进行了比较。通过对银河系球状星团和分辨星系的比较，发现理论和观测在0.1等量级上符合得很好，这一结果可以看作是理论红巨星、水平支恒星模型和造父变星独立观测之间一致性的一个证据。并且允许安全地使用所提供的TRGB光度关系作为其中恒星分量已经被解析的星系的替代主要距离指示器。
1997-03-27 astro-ph
Detection of the Red Giant Branch Stars in M82 Using the Hubble Space Telescope
利用哈勃空间望远镜F555 W和F814 W测光资料，给出了M82中不规则星系两个晕区恒星的色星等图和光度函数。I波段光度函数在I~23.95等处出现一个突变，这被认为是红巨星分支（TRGB）的尖端。采用Lee等（1993）基于银河系球状星团的RR天琴座距离对TRGB的刻度，我们得到（m-M）_0的距离模=27.95 +-0.14（随机）+-0.16这对应于3.9 +- 0.3（随机）+- 0.3的线性距离Mpc，这与造父变星的HST观测结果相一致。此外，我们还观察到大量明显比TRGB亮的恒星。然而，根据目前的数据，我们不能排除这些恒星是较暗恒星的混合物，或者确实是中等年龄的渐近巨星分支星。
1999-06-29 astro-ph
ISOCAM observations of Galactic Globular Clusters: mass loss along the Red Giant Branch
1997年，利用ISOCAM获得了人马座矮球面星系中的5个大质量银河系球状星团，NGC 104（=47 Tuc）、NGC 362、NGC 5139（= ω Cen）、NGC 6388、NGC 7078（=M15）和NGC 6715（=M54）在10微米光谱范围内的深像。一个重要的亮巨星样本有一个ISOCAM对应物，但只有< 20%的亮巨星有一个强烈的中红外线过量，表明有尘埃的拱星包层。从物理和统计分析相结合，我们得出质量损失率和频率。我们发现，i）显着的质量损失只发生在红巨星分支演化阶段的最后阶段，是偶发的，ii）调制的时间尺度必须大于几十年，小于一百万年，和iii）质量损失的发生并没有显示出关键的集群金属丰度的依赖。
2002-01-28 astro-ph
Red giant stellar collisions in the Galactic Centre
我们表明，与恒星质量的黑洞的碰撞可以部分地解释银河系中心没有明亮的巨星，这是Genzel等人在1996年首次指出的。我们发现，失踪的对象是低质量的巨人和AGB星的范围1-3 M $_{\odot}$。使用详细的恒星演化计算，我们发现，为了防止这些对象从发展成为可见的耗尽K波段，我们要求他们遭受碰撞的红巨星分支，我们计算所需的分数包络质量损失。利用光滑粒子流体力学计算、限制性三体分析和蒙特卡罗模拟相结合的方法，计算了银河系中心巨星与黑洞以及巨星与主序星的碰撞率。我们表明，碰撞可以合理地解释失踪的巨人在$10.5<K<12$带。然而，将较亮的（$K<10.5$）物体耗尽到所需的半径将需要大量的黑洞撞击物，这反过来又会在比观察到的更大的区域内耗尽$10.5<K<12$巨星。我们的结论是，与恒星质量的黑洞的碰撞不能解释非常明亮的巨星的耗尽，我们用我们的结果来限制银河系中心恒星质量的黑洞的数量。
2008-11-19 astro-ph
Cosmological Implications of He-3 Destruction on the Red Giant Branch
恒星CNO同位素比值的观测表明红巨星分支存在额外的混合过程。由此产生的恒星He-3耗尽的估计，作为恒星质量和金属丰度的函数。基于恒星核合成和银河系化学演化计算，我们确定的程度，由于这种额外的混合过程中的He-3的破坏可以影响推断的原始丰度（D + He-3）。我们发现额外的混合过程可能使推测的原始（D + He-3）/ H比的上限增加约20%。这对重子暗物质边界的影响，并在早期宇宙的相对论自由度的约束，进行了讨论。
1995-12-20 astro-ph
Asymptotic giant branch evolution and its impact on the chemical evolution of the Milky Way and the Magellanic Clouds
恒星演化的渐近巨星分支（AGB）阶段是大多数中低质量恒星所共有的。宇宙中的大部分碳和氮都是由AGB恒星产生的。AGB封套的最终命运由行星状星云（PN）代表。通过研究PN丰度，并将其与恒星演化的产量进行比较，可以量化碳和氮的产生，并研究银河系和麦哲伦云种群的宇宙循环。在本文中，我们提出了PN化学丰度分析的最新结果及其对银河系和麦哲伦云化学演化的影响，特别注意碳丰度，只有通过紫外光谱才能获得。
2006-09-21 astro-ph
Abundance gradient in Local Group galaxies using Asymptotic Giant Branch stars
同时IJK观测使我们能够从RGB和附近星系中的年轻或前景恒星中统计选择AGB星，包括M型和C型。从C/M比的分布中识别出的不同金属丰度的区域显示出麦哲伦云和NGC 6822表面的相当大的变化。
2004-07-19 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch Distances. I. Optimization of a Maximum Likelihood Algorithm
到星系的精确距离可以通过红巨星分支顶端（TRGB）恒星的光度来确定。我们使用极大似然算法来定位TRGB星系的颜色星等图。通过引入可靠的光度误差和人造星实验确定的完整性表征，优化了该算法。该计划进行了广泛的测试，使用蒙特卡罗模拟，人工星系，并与HST/WFPC 2和ACS观察附近的矮星系的样本。我们的程序被证明是可靠的，具有良好的精度，并没有引入任何系统误差。该方法在TRGB接近光度极限和/或RGB填充不足的情况下特别有用。
2006-03-03 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
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
Habitability of Super-Earth Planets around Other Suns: Models including Red Giant Branch Evolution
意想不到的系外行星多样性包括越来越多的超级地球行星，即，质量可达几个地球质量，化学和矿物成分与地球相似的系外行星。我们提出了一个热演化模型的10个地球质量的行星绕恒星像太阳。我们的模型是基于综合系统的方法，它描述了光合生物量生产考虑到各种气候，地球化学和地球动力学过程。这使我们能够确定一个所谓的光合作用维持宜居带（pHZ），这是由行星表面生物生产力的极限决定的。我们的模型考虑了太阳演化期间的主序星阶段和沿红巨星分支所描述的最新的太阳模型。我们得到了一个大的解决方案符合生命的主要可能性。最可能的可居住性被发现为“水世界”。只有质量丰富的水世界才能在红巨星分支的恒星主序星之外实现pHZ型的可居住性。
2008-12-04 astro-ph
Is mass loss along the red giant branch of globular clusters sharply peaked? The case of M3
越来越多的证据表明，几个球状星团必须包含多个恒星世代，氦含量不同。这一假说有助于解释其水平分支中无法解释的特殊特征。在这个框架中，我们模拟了M3中RR Lyr周期的峰值分布，这一点到目前为止还没有得到解释。同时，我们还试图再现M3水平支星的颜色分布。我们发现，只有一个非常小的分散在沿红巨星分支的质量损失再现了良好的精度的观测数据。星团恒星之间氦含量的增强和变化是水平分支颜色延伸的起源，而尖锐的峰值质量损失是必要的，以重现RR Lyr变量的尖锐峰值周期分布。质量损失的分散度必须<~ 0.003 Msun，以与通常假设的~0.02 Msun值进行比较。这一要求代表了对调节球状星团恒星演化的物理机制的解释的实质性变化。
2007-09-11 astro-ph
