Nucleosynthesis in intermediate mass AGB stars
本文总结了中等质量渐近巨星分支（AGB）星核合成的主要场所。然后，我们讨论了一些详细的进化模型，以及如何这些已被用来创建一个合成的进化代码，计算的核合成非常迅速，使我们能够调查在一些不确定的参数在AGB的演变，如质量损失和疏浚的变化。然后，我们提出的C，C/O，Mg和Al的结果。我们还讨论了由于最近的NACRE汇编的反应速率的变化。
1999-12-15 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
Fluorine Abundances in the Large Magellanic Cloud and Omega Centauri: Evidence for Neutrino Nucleosynthesis?
在任何恒星星族中，氟的行为与金属丰度还没有被探测过。在这项工作中，我们提出了第一个氟丰度测量银河系以外的样本红巨星在大麦云（LMC），以及银河系球状星团欧米茄半人马座。氟的丰度来自HF的振动-旋转跃迁，使用Gemini South 8.1 m望远镜上的Phoenix摄谱仪获得的红外光谱。研究发现，随着氧丰度的降低，F/O丰度比下降。在两颗欧米茄Cen巨星中，F/O值特别低;这个非常低的F/O值可能表明，在渐近巨星分支（AGB）恒星中合成19 F并不是恒星星族中氟的主要来源。所观察到的下降F/O与较低的O丰度是在定性协议的预期，如果19 F是通过H-和He-燃烧序列在非常大质量的恒星，与此氟，然后在高质量损失率沃尔夫-拉叶风喷射。观测与这一过程的定量比较，等待更详细的化学演变模型，结合产量从沃尔夫-拉叶风的结果。也许更重要的是，银河系和LMC的结果与模型预测之间的定量一致性，其中19 F是在II型超新星的核心碰撞过程中由中微子核合成产生的。非常低的F/O值在欧米茄Cen也符合中微子核合成模型，如果欧米茄Cen的“特殊”的恒星形成历史，2-4个不同的恒星形成事件，被认为是。
2003-05-16 astro-ph
Giant Branch Mixing and the Ultimate Fate of Primordial Deuterium in the Galaxy
观测到的轻元素的宇宙丰度是最一致的彼此，并与大爆炸核合成的预测，如果，与通常的假设相反，银河系的化学演化减少$(D+\ ^3He)/H$与时间。要做到这一点，化学演化模型要求低质量恒星破坏包层气体中的$^3He$，然后返回星际介质。一个基于极限核反应速率的简单论证表明，在1- 2颗$\msol$恒星中观察到的$^{12}C/ ^{13}C$和$C/N$比值，似乎需要同样的巨分支混合过程，这一过程确实也很可能在包层物质的主体中以很大的因子破坏$^3He$。结论是，银河系的$^3He/H$估计值不应该被用来设定原始$(D+ ^3He)/H$的上限。这就消除了大爆炸核合成中宇宙重子密度的最强下限，也是大量重子暗物质存在的唯一论据。
1994-07-13 astro-ph
The r-Process Enriched Low Metallicity Giant HD 115444
麦克唐纳天文台2.7米望远镜的高分辨率中阶梯光谱仪收集了超贫金属巨星HD 115444和HD 122563的新的高分辨率，非常高的信噪比光谱。利用这些谱线，进行了谱线识别和模式大气分析，强调了中子俘获元素。在HD 115444的光谱中已经鉴定出20种Z > 30的元素。这颗恒星被认为有过多的中子捕获元素，但它缺乏必要的详细分析来与核合成预测进行比较。这项新研究的特点是对HD 115444与明亮的、研究充分的晕巨星HD 122563进行了逐行的差异丰度比较。对于HD 115444，总体金属丰度为[Fe/H]~-3.0。轻元素和铁峰元素的丰度通常显示出与其他UMP星相同的模式（例如锰和铬的过度缺乏，钴的过度丰富），但差异分析表明每个恒星都有几个独特的核合成特征。
1999-10-20 astro-ph
The Primordial Abundance of $^6$Li and $^9$be
用标准恒星演化模型计算了晕星轻元素（$^6$ Li，$^7$ Li和$^9$ Be）的耗尽等时线。这些模型包括最新可用的不透明度，并通过子巨分支计算。如果$^6$ Li不是由恒星耀斑产生的，那么Smith、Lambert \& Nissen（1993）在HD 84937中探测到的$^6$ Li只有在HD 84937是次巨星时才与标准恒星演化和标准大爆炸核合成相一致。目前的视差与HD 84937是一颗$2.5\, σ$级别的次巨星的说法不一致。在测量到的$^9$ Be丰度中，最贫金属的恒星是HD 140283，它是一颗相对较冷的次巨星。标准的恒星演化预测，$^9$ Be在这颗恒星中会被$\sim 0.3$ dex（代表${\rm T_{eff}} = 5640$ K）耗尽。向上修正丰度会改变氧-铍关系，这表明与标准的漫画射线产生模型不相容，因此，标准的大爆炸核合成。然而，HD 140283的导出温度增加到5740 K将不会导致$^9$ Be耗尽，并且与标准大爆炸核合成一致。
1994-05-31 astro-ph
The Red Giant Branch Bump
我们提出了一个比较的理论模型和观察到的幅度之间的差异水平分支和红巨星分支凸块的样本的53个集群。我们发现一个普遍的协议，虽然一些差异仍然存在于两个极端的金属丰度范围的球状星团。
2003-03-13 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to the Near the Main Sequence Turn Off in M71: III. O, Na, Si, Ca, Ti, Cr, & Ni
这篇论文被大量修改并重新提交为astro-ph/0111572。
2002-03-21 astro-ph
The distance to the Fornax dwarf galaxy using red clump stars, and the discrepancy between red clump and tip of the red giant branch distances
我用红星团和红巨星分支尖端的恒星来确定到天炉座矮星系的距离。他们与$μ_0 = 20.66 mag$非常一致。比较红巨星分支的尖端和天炉座，船底座和麦哲伦云的红团的星等，我提出了一个可能的解决方案，这两种类型的距离测量之间的差异的问题。
2000-09-12 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
Halo Star Abundances and Heavy Element Nucleosynthesis
我们提出了新的哈勃太空望远镜（HST）的中子捕获元素Ge，Zr，Os和Pt的丰度观测在一组11个星系晕恒星，包括研究的r-过程丰富的CS 22892-052和r-过程穷人，明亮的巨人HD 122563。abbustion的比较表明，第三个r-过程的峰值元素Pt和Os似乎与Eu（获得地面观测）在这些贫金属晕星，这表明一个共同的起源或网站这三个n-捕获元素。
2004-05-21 astro-ph
The connection between mass loss and nucleosynthesis
本文在渐近巨分支上讨论了质量损失与核合成之间的关系。由于热脉冲和其他可能的混合过程，核合成的产物可以被带到AGB星的表面，随着恒星变得更加明亮，更冷，并且不稳定，对抗其稀薄地幔的脉动。因此，当疏浚也是如此时，质量损失是最极端的。由于高质量损失率截断了AGB的演化，决定了AGB核合成产物在星际空间的富集。恒星大气成分的变化也会影响质量损失的过程，最明显的是尘埃颗粒的形成-这在驱动AGB恒星的风中起着重要作用。
2008-01-03 astro-ph
The Giant Branches of Open and Globular Clusters in the Infrared as Metallicity Indicators: A Comparison with Theory
我们将Kuchinski等人[AJ，109，1131（1995）]导出的巨支斜率-[Fe/H]关系应用于一个疏散星团的例子。我们发现K与（J-K）色星等图中的巨分支斜率与[Fe/H]相关，对于富含金属的球状星团也是如此，但是疏散星团的数据在[Fe/H]不变的情况下被系统地转移到巨分支斜率较小的负值。我们使用等时线模型来研究这种关系的理论基础，并发现，对于一个给定的值的[Fe/H]，关系的斜率保持不变，随着人口年龄的降低，但关系转移到较小的负值的巨枝斜率随着年龄的降低。这两个理论预测都与数据中发现的趋势一致。最后，我们导出了3个星族的巨分支斜率-[Fe/H]关系的新系数，它们分别是富金属球状星团、球型星和疏散星团.
1997-05-14 astro-ph
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
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
Modelling the evolution and nucleosynthesis of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的碳增强贫金属（CEMP）星的二进制人口模拟的结果。我们表明，氮和氟是有用的示踪剂的CEMP星的起源，并得出结论，观察到的缺乏非常富氮的恒星提出了强有力的限制，在低金属丰度的初始质量函数的可能修改。CEMP星的大部分可能需要更有效地从低金属丰度渐近巨星分支星中挖掘出来。
2008-08-20 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
Nucleosynthesis in Low- and Intermediate-Mass Stars: An Overview
概述了低质量和中等质量恒星演化的主要阶段，并描述了从主序前到渐近巨星分支阶段的不同类型的核合成。还简要讨论了每个核合成过程所带来的表面丰度变化。
1997-11-04 astro-ph nucl-th
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
Stellar evolution and nucleosynthesis of Post-AGB Stars
我讨论最近的新模型后渐近巨星分支恒星演化。这些模型旨在阐明各种缺氢后AGB恒星的演化起源和地位，如沃尔夫-拉叶光谱型行星状星云的中心恒星，PG 1159恒星或樱井天体。从具有过冲的AGB模型开始，这样的恒星可以通过四个不同的通道之一进化。这些通道中的每一个都具有典型的丰度模式，这取决于离开AGB的相对时间和最后一次热脉冲的发生。我讨论了负责机制和观察对应方。
2001-03-01 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
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
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
Evolution and nucleosynthesis of primordial low mass stars
详细讨论了M< 1 M（太阳）、金属丰度低于Z=10^（-6）的低质量恒星从主序前到渐近巨星分支阶段（几乎）结束的演化性质。我们还讨论了大[C，N/Fe]的表面上观察到的最贫铁目前已知的恒星，HE 0107 -5240，可能是由于自污染引起的渗透到富氢地幔的He对流壳层在低质量，非常低的金属丰度恒星的He核心闪光。基于相当详细的分析，我们得出结论，自动污染情况不能对观察到的HE 0107 -5240的化学组成负责。
2003-11-26 astro-ph
Full computation of massive AGB evolution. I. The large impact of convection on nucleosynthesis
人们很好地认识到，过绝热对流的描述影响了发光渐近巨星分支（AGB）恒星在“热底燃烧”（HBB）阶段的包络结构。我们强调，这种重要的不确定性在建模中所起的作用比可以归因的作用要戏剧性得多，例如，核截面的不确定性。由于今天的作用暂时归因于HBB核合成作为球状星团的自我富集的网站，有必要探讨不同的对流处方获得的核合成的差异。我们提出的详细的演化计算结果的中间质量的恒星在AGB阶段的演变。我们仔细地遵循核合成的基础上的外部对流区，显示出非常不同的结果，可以得到根据所采用的presciption找出温度梯度内的不稳定区域。我们讨论的各种化学物种的产量的不确定性和这些来源可以发挥的星际介质的污染物的作用。
2004-11-08 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
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: I. Nucleosynthesis and Abundance Ratios
我们利用VLT-UT 2上的UVES拍摄了玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I矮球状星系中的15颗红巨星的光谱。我们测量了α，铁峰，s和r-过程元素的丰度。在我们的样本中，没有dSph巨星显示出几乎所有球状星团中都存在的深度混合丰度模式。在一个给定的金属丰度，dSph巨星表现出较低的[el/Fe]丰度比的α元素比恒星的星系晕。这可能是由于缓慢的恒星形成速率和Ia型SN的贡献，和/或小的恒星形成事件（低总质量）和质量依赖的II型SN产量。这些星系之间的偶数Z [EL/Fe]比的差异，以及S& R过程元素的演化差异被解释为它们的恒星形成历史。dSPh丰度与星系晕的丰度比较，揭示了一些差异。特别是，我们发现的恒星模仿了Nissen & Shuster（1997）发现的富含金属、高R_max、高z_max晕星的丰度模式，支持了他们的观点，即破坏的dSph可以解释高达50%的富含金属的晕。与贫金属的星系晕的比较显示，大多数贫金属的星系晕不可能是由类似于这些dSph的物体形成的。最后，我们使用dSPH丰度的核合成的起源，包括铜和锰，这是更一致的金属丰度依赖SN产量比更常见的假设SN Ia生产新的限制。
2002-11-08 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
