3He-Driven Mixing in Low-Mass Red Giants: Convective Instability in Radiative and Adiabatic Limits
我们研究的稳定性和观测结果的混合引起的3 He燃烧的信封中的第一个上升的红巨星。我们证明，有两个不稳定的模式：一个快速的，近绝热模式，我们不能确定一个基本的物理机制，和一个缓慢的，近辐射模式，可以确定与温盐对流。我们提出的观测约束，使操作的快速模式不太可能发生在真正的恒星。只有当流体元素具有长径比l/d > 10的指状结构时，热盐对流才足够快。我们确定了一些潜在的严重障碍，热盐对流的主要混合机制的巨人。我们发现，旋转诱导的水平湍流扩散可能会抑制3 He驱动的热盐对流。另一个潜在的严重问题是解释观测到的增强额外混合的证据。接近红巨星分支（RGB）尖端的恒星中的3 He耗尽应该使渐近巨星分支（AGB）上的3 He混合效率低下。尽管如此，有观测数据表明，在低质量AGB恒星中存在类似于RGB的额外混合。过度混合也可能发生在碳增强的贫金属恒星中。
2008-05-15 astro-ph
Magneto-Thermohaline Mixing in Red Giants
我们修改了磁浮力模型，最近被提出作为一种机制，额外的混合在低质量红巨星的辐射区。最重要的修正是我们对上升的磁通量环与其周围介质之间的热交换的计算。这将浮力上升时间增加了五个数量级，因此参与混合的磁通量环的数量必须相应地增加。另一方面，我们的修正模型利用了这样一个事实，即在附近的氢燃烧壳形成的环的平均分子量已被3 He燃烧减少。这大大增加了它们的热盐浮力（因此，减少了总环数），使其相当于由B_phi ~ 10 MG的冻结环向场产生的纯磁浮力。我们强调，一些环仍然需要保持凝聚力，而上升的环形场。此外，该场防止水平湍流扩散侵蚀环与其周围介质之间的μ对比度。我们建议，所需的环形磁场产生的辐射区的差分旋转，拉伸预先存在的极向场的旋转轴周围，和磁通量环形成的结果，其浮力相关的不稳定性。
2009-02-28 astro-ph
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
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
Fluorine Abundance Variations as a Signature of Enhanced Extra Mixing in Red Giants of the Globular Cluster M4
我们发现，在低质量红巨星增强额外的混合可以导致氟丰度与其他元素的丰度变化参与H燃烧，如C，N，O和Na。这一发现被用来解释最近在球状星团M4的亮红巨星中发现的氟丰度变化。
2006-04-24 astro-ph
Episodic lithium production by extra-mixing in red giants
最近在银河系低金属丰度星团中发现了低质量红巨星，其大气锂丰度增加，增加了富锂巨星的神秘现象。我们提出了一个组合方案的锂富集：吞噬一个巨大的行星（或褐矮星）的红巨星（外部源）激活内部的“7Be机制”生产锂的巨人。这种偶发性的锂产生可以在红巨星分支的任何时候发生，并且自然地伴随着观察到的锂耗尽。我们的场景的局限性进行了讨论。
2000-05-17 astro-ph
Calibrating the Mixing Length Parameter for a Red Giant Envelope
通过二维流体动力学模拟，对红巨星对流包层模型中的混合长度参数进行了标定。正如Asida & Tuchman（97）所简要报道的那样，已经对从具有不同混合长度参数值的模型开始的模拟进行了比较。本文给出了更多的结果，包括空间分辨率和数值程序所用的大涡模拟项的检验。对于质量为1.2太阳质量，核心质量为0.96太阳质量，光度为200太阳光度，金属量Z=0.001的红巨星，混合长度参数的一致值为1.4。
1999-07-30 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
Rotation-induced mixing in red giant stars
红巨星，无论是在野外还是在球状星团中，都呈现出无法用标准恒星演化模型解释的丰度异常。其中一些特性清楚地表明，恒星内部存在着额外的混合过程，其性质仍不清楚。我们提出了一个典型的球状星团红巨星的演化的新结果，包括一个完全一致的治疗旋转引起的混合从ZAMS的RGB尖端。讨论了角动量公式和恒星内部化学物质输运公式的不确定性。
2004-10-29 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
Abundance Anomalies and Rotational Evolution of Low Mass Red Giants: A Maximal Mixing Approach
我们使用一个完全自洽的演化代码来跟踪红巨星的旋转演化，全面尝试评估旋转诱导混合在星团和磁场中具有一系列质量和金属丰度的巨星丰度异常发展中的作用。与大多数以前的工作不同，我们不专注于确定混合速率和深度的组合，重现特定恒星类型的数据。相反，我们专注于更基本的问题，即使用相同的物理和模型同时复制第一族和第二族巨人的CNO表面图案。我们所有的模型的一般结果是，旋转混合，虽然存在少量，是低效的较低的RGB独立的任何抑制作用的组成障碍。具有不同旋转包层的模型能够重现M67巨星的碳同位素数据，其初始旋转速率足以满足其祖先的要求，但对于较大关闭质量的疏散星团以及磁场中的贫金属巨星和球状星团则无法做到这一点。可能的解决方案进行了讨论。我们最喜欢的情况是，正则额外混合的整体强度被现有的推导所低估，但它还需要加上一个低得多的效率，在快速旋转的疏散星团巨星之间的旋转混合比在缓慢旋转的领域和球状星团。我们假设，这最后一个要求是由对流和旋转之间的相互作用，在这个意义上说，快速旋转的恒星将发展更浅的角速度轮廓在他们的信封比缓慢旋转的恒星。
2005-05-27 astro-ph
Evolution and surface abundances of red giants experiencing deep mixing
在对流包层与氢燃烧壳层深度混合的假设下，我们计算了低金属丰度红巨星的演化。我们发现，所观察到的丰度异常的程度，特别是普遍的O-Na的关系，可以完全解释的混合，这不会导致显着的氦富集的信封。另一方面，具有极深混合和强氦富集的模型预测了钠和氧的异常，这些异常比观测到的要大得多。后一个结果只取决于氢燃烧壳层内部的核合成，而不取决于混合描述的细节。然而，这些影响表面丰度与亮度的演变，我们比较有限的观测材料。然而，我们的模型允许推断几个集群中混合过程的深度和速度的细节。具有强氦富集的模型发展到高光度，并显示出增加的质量损失。然而，在特殊的假设下，即使没有极端的氦混合，红巨星也会达到非常高的光度。由于质量损失的增加，这些模型可能是蓝色水平分支恒星的候选者，同时也与观测到的丰度异常相一致。
2000-02-14 astro-ph
Compulsory Deep Mixing of 3He and CNO Isotopes in the Envelopes of low-mass Red Giants
三维恒星模型使我们能够确定一种必须在所有低质量巨星中运行的深度混合机制。该混合过程不是可选的，并且由3 He（3 He，2 p）4 He反应产生的分子量反转驱动。在本文中，我们描述了这种混合的行为，并研究其对包络丰度的影响。它不仅消除了3 He过量产生的问题，使恒星和大爆炸核合成与观测相一致，而且解决了低质量巨星中观测和计算的CNO同位素比之间的差异，这是一个超过30年的问题。这种混合机制，我们称之为“$δμ$ -混合”，一旦氢燃烧壳层接近被表面对流区均匀化的材料，就会迅速地起作用（相对于整个演化的核时间尺度，~ 10^8年）。与观测结果相一致的是，在0.8和2.0 $\Msun$之间的Pop I型恒星的12 C/13 C比率为14.5 +/- 1.5，而Pop II型恒星的碳比率为4.0 +/- 0.5。在小于1.25 $\Msun$的恒星中，这种机制也会破坏主序星上产生的90%到95%的3 He。
2007-11-29 astro-ph
Deep Mixing and Metallicity: Carbon Depletion in Globular Cluster Giants
我们提出的观测研究结果的深度混合的效率在球状星团红巨星恒星金属丰度的函数。我们确定[C/Fe]丰度的基础上采取的低分辨率光谱与Kast摄谱仪上的3米沙恩望远镜在利克天文台。我们对11个银河系球状星团中的42颗明亮红巨星拍摄了以4300埃CH吸收带为中心的光谱，这些星团的金属丰度从M92（[Fe/H]=-2.29）到NGC 6712（[Fe/H]=-1.01）不等。通过比较从数据测量的CH带强度指数S2（CH）的值与从SSG合成光谱的大网格测量的值，得出碳丰度。现在的丰度与理论计算的时间相结合，因为混合的开始，这也是恒星金属丰度的函数，计算碳消耗率在我们的金属丰度范围。我们发现在[Fe/H]=-2.3的金属丰度下，碳的消耗速率是[Fe/H]=-1.3的两倍，这是通过对深度混合过程的一些理论解释定性预测的结果。
2008-09-25 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
First stars IX -Mixing in extremely metal-poor giants. Variation of the 12C/13C, [Na/Mg] and [Al/Mg] ratios
极贫金属（EMP）恒星保存了银河系形成时ISM组成的化石记录。然而，关键是要验证内部混合是否改变了它们的表面。我们的目标是了解CNO丰度的变化，发现在一些，但不是所有的EMP场巨人分析较早。混合超出了标准模型的第一次挖掘，其起源需要澄清。12 C/13 C的比例是最强大的诊断深混合，因为它是不敏感的恒星参数，并应在近原始气体一致高。我们用高质量的VLT/UVES谱测量了35颗EMP巨星的~（12）C和~（13）C丰度。利用12C/13C比值与[C/Fe]（和Li/H）相关，与[N/Fe]明显反相关。这种深度混合的证据在log L/Lsolar = 2.6以上的巨星中观察到，比金属较少的恒星更亮，但在两种情况下都匹配光度函数的凸起。其中三颗混合星也富含Na和Al，这是深度混合的另一个标志，但在这些恒星中没有清楚地看到ON循环的标志。额外的混合过程显然发生在明亮的RGB恒星中。富含Na和Al的巨星本身可能是AGB星，但早期不均匀的ISM或来自双星伴星的污染仍然是可能的选择。
2006-05-02 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
Mixing processes during the evolution of red giants with moderate metal deficiencies : the role of molecular-weight barriers
我们已经收集了五颗[Fe/H]=-0.6的场巨星的Li、C和N的精确丰度数据，以及12 C/13 C比值，其中包括大角星和球状星团47 Tuc中的两颗恒星。利用从HIPPARCOSLEMLAXES获得的非常精确的Mbol值，我们可以将它们放入进化序列中。该序列表明，在Mbol=+1和+0.5之间，12 C/13 C比率从20下降到接近7，而Li消失。与此同时，12 C/14 N比减少0.2至0.4 dex。在47 Tuc中，Mbol接近-2.0的两颗恒星显示出更低的12 C14 N比率，只有0.4 dex，表明它们在演化到红巨星分支的顶部时进一步混合。这些观测证实了额外混合过程的存在，只有当低质量恒星达到所谓的光度函数凸点时，该过程在红巨星分支上才会变得有效。我们使用在我们的样本中观察到的碳同位素比率的值，以获得对μ屏障的限制，该屏障可能会屏蔽恒星的中心区域，使其免受额外的混合。我们表明，相同的分子量的临界梯度值导致在不同的金属丰度观察到的12 C/13 C的比率。这一"观测临界μ梯度“与预期稳定纬向环流的μ梯度非常一致。这个结果提供了关于RGB上发生的额外混合的性质的强有力的线索，并表明它与旋转有关。
1997-12-16 astro-ph
The puzzling MgAl anticorrelation in globular-cluster red giants: primordial plus deep mixing scenario?
球状星团红巨星中C、N、O、Na和Al的星与星之间丰度的变化最近得到了补充，发现在[Al/Fe]极大的恒星中[Mg/Fe]是贫化的（Shetrone 1996 a）。这个和其他新的光谱结果使我们能够测试当前的恒星演化和核合成模型，以及球状星团的形成和化学富集模型。为了解释这些观测结果的自洽性，我们考虑了两种可能性：（1）一种深度混合方案，它假设在红巨星中，某种（额外的）混合将核反应的产物从氢燃烧壳层（HBS）输送到对流包层的底部;（2）一种原始混合方案和深度混合方案的组合。结果表明，（1）不能解释[Mg/Fe]与[Al/Fe]的关系，没有额外的特设假设，其中我们确定了一个强大的，但仍然没有检测到的低能共振反应24 Mg（p，γ）25 Al，和偶发性的增加的HBS温度的值T约。74x10^6 K。在（2）中，我们假设中等质量AGB星在某些球状星团中产生减少的~（24）Mg和增加的~（25）Mg初始丰度，Al在HBS中以消耗~（25）Mg为代价合成，并通过额外混合被输送到红巨星表面。我们讨论了这两种方案的优点和不足，并提出了一些观察测试。
1997-07-24 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
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
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
Mixing, Enhanced Helium and Blue Tails in Globular Clusters
我们研究了球状星团中前氦闪红巨星的包层氦丰度增加的后果。比较预测与CM图的几个关键的GC，人们发现没有证据表明，这些集群的HB成员的表面氦含量的大幅增加，至少在RR天琴座区域或接近它的对象。最奇特的巨人属于渐近巨星分支的可能性进行了讨论。氦闪光延迟的后果进行了简要的研究。
2000-12-15 astro-ph
Chemical Abundances in Symbiotic Stars
用星族合成程序研究了共生星中$^1$ H、$^4$ He、$^{12}$ C、$^{13}$ C、$^{14}$ N、$^{15}$ N、$^{16}$ O、$^{17}$ O、$^{20}$ Ne和$^{22}$ Ne的化学丰度。我们发现富O星斑数与富C星斑数之比在3.4 ~ 24.1之间，这取决于第三次疏浚效率$λ$和恒星风终端速度$v(\infty)$。根据$λ$、普通包络算法和质量损失率，具有$extrinsic$富C冷巨星的SS在富C冷巨星中的比例在2.1%到22.7%之间。与观测结果相比，SS中冷巨星的$^{12}$ C/ $^{13}$ C与[C/H]的相对丰度分布表明，低质量恒星中可能存在热盐混合。共生星云中C/N对O/N、Ne/O对N/O和He/H对N/O的相对丰度分布表明，SSs中星云化学丰度受热组分喷射物质的影响是很普遍的。在一些共生星云中氦的过剩可能与白矮星吸积物表面的氦层有关。
2008-05-07 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
Near-IR Spectra of Red Supergiants and Giants. I- Models with Solar and with Mixing-Induced Surface Abundance Ratios
我们提供了一个红巨星和超巨星的PHOENIX光谱网格，延伸到光学和近红外波长。这是第一次，模型还提供了修改后的表面丰度的C，N和O，作为一个步骤，以占已知的变化发生由于对流疏浚（并加强在旋转的情况下）。其目的是（一）评估如何以及目前的模型重现观测光谱，（二）量化的光谱丰度变化的影响，以及（三）确定这些变化如何影响基本恒星参数的估计。观测到的巨星光谱可以很好地拟合在太阳金属丰度下降到约3400 K。改性的表面丰度是首选的光度II类只有少数情况下，可能表明混合超过标准的第一次疏浚。超巨星的近红外光谱有更大的变化，目前只有大约三分之一的观测结果得到了很好的拟合。改性表面丰度有助于再现强CN带，但不足以解决所有的困难。丰度变化对估计的Teff的影响取决于观测的波长范围，可以达到几百K。其余的差异的原因进行了讨论。
2007-04-17 astro-ph
Lithium abundances in main-sequence F stars and sub-giants
在存在μ梯度的情况下，将旋转诱导混合理论应用于主序星会导致锂破坏区域的部分混合，而这在大气中是不可见的。一旦对流区足够深，在亚巨星阶段，诱导的锂耗尽就变得可见。这可以解释为什么观测到的“锂稀释“比标准模型中得到的更平滑，最终稀释因子更大，而锂丰度变化在主层序上非常小。
2000-02-17 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
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
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
A contribution of 26Al to the O-Al anticorrelation in globular cluster red giants
我们修改我们的组合（"深混合"加上"原始"）的情况下解释的恒星到恒星的丰度变化在球状星团红巨星在这样一种方式，它证实了新的实验数据：（i）新的和更好的约束（NACRE）热核反应速率反应速率和（ii）发现的O-Na的关系，在恒星低于主序列关闭在集群NGC6752。对于后者，我们提出，在球状星团中的一些主序星矮星吸积的物质失去了红巨星的主要组成部分的紧密的双星在一个共同的信封事件。根据新的反应速率，我们得出结论：球状星团红巨星中[Al/Fe]的异常实际上是深部混合产生的26 Al（而不是稳定同位素27 Al）丰度变化的表现。
2001-07-11 astro-ph
An empirical calibration of the mixing-length parameter alpha
我们提出了一个经验校准的混合长度自由参数$α$的基础上，均匀的红外数据库的28个银河系球状星团跨越广泛的金属丰度范围（-2.15 $<$ [Fe/H] $<$ -0.2）。红巨星有效温度的经验估计已经从红外颜色中获得。合适的关系，这些温度的集群金属丰度已获得和理论预测相比。太阳和第二族巨星的一组合适的模型已经通过使用标准太阳金属丰度$[Z/X]_{\odot}=0.0275$和最近提出的值$[Z/X]_{\odot}=$ 0.0177计算出来。我们发现，当采用标准太阳金属丰度时，一个唯一的值$α$ =2.17可以用来重现太阳半径和红巨星II星族温度。相反，当采用新的太阳金属丰度时，需要两个不同的$α$值：$α=1.86$来拟合太阳半径，$α\approx2.0$来拟合红巨星温度。然而，必须指出的是，无论采用的太阳基准，$α$参数并没有显示出任何显着的依赖金属丰度。
2006-01-10 astro-ph
Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC3603, 30Doradus, and N66
我们研究了银河系中NGC 3603、大麦云云中剑鱼座30和小麦哲伦云中N66的化学丰度。使用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪进行中红外观测，使我们能够探测每个物体内不同物理区域的特性：中心电离团，周围的电离气体，光解区域和掩埋的星团。我们探测到[SIII]、[SIV]、[ArIII]、[NeII]、[NeIII]、[FeII]和[FeIII]谱线，并推导出离子丰度。基于离子丰度比（NeIII/H）/（SIII/H），我们发现在MIR中观察到的气体的特征在于比在光学光谱中观察到的气体具有更高的电离度。我们计算了Ne、S、Ar和Fe的元素丰度。我们发现，α元素Ne，S和Ar的规模与对方。我们的测定结果与从光学光谱中得到的丰度值吻合得很好。在三个巨大的HII区域，Ne/S比高于太阳值，并指向尘埃颗粒上硫的适度耗尽。我们发现，氖和硫的丰度显示一个非常小的分散（0.11dex在15个位置在30 Doradus），这表明一个相对均匀的ISM，即使不能排除小规模的混合。
2008-02-08 astro-ph
A consistent explanation for $^{12}$C/$^{13}$C, $^7$Li, and $^3$He anomalies in red giant stars
对演化恒星碳同位素比值的观测表明，低质量恒星在红巨星分支上升过程中存在非标准混合。基于Zahn（1992）在描述旋转诱导混合方面的最新进展，我们提出了一个简单的自洽机制，它同时解释了球状星团和场Pop II巨星中低的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值以及贫金属巨星中的锂丰度。它还导致低质量恒星主序星上产生的$^3$ He的破坏。这自然既可以解释最近在银河系HII区测量到的$^3$ He/H值，也可以解释在某些行星状星云中观测到的高值$^3$ He。
1995-11-17 astro-ph
The s-Process in Rotating Asymptotic Giant Branch Stars
我们模拟了一颗太阳金属丰度为3M_sun的旋转AGB星在热脉冲阶段的核合成过程。在热脉冲期间的旋转诱导的混合在CO核心的顶部上产生了大量质子和C12共存的层（~ 2 E-5M_sun）。我们遵循在这一层的丰度演变，特别是中子源C13和中子毒物N14。在我们的AGB模型中，由于核心-包络界面处的陡峭角速度梯度，混合在整个脉冲间阶段持续存在。我们跟踪了脉冲间阶段的中子产生，发现最大中子辐照量τ_max =0.04 mbarn^-1，这个数值太小，不可能产生任何显著的s过程。在参数模型中，我们研究了对流包络和旋转诱导混合的扩散过冲的综合效应。模型与过冲和较弱的脉冲间混合-也许预期从更慢的旋转恒星-产生更大的中子照射。我们的结论是，纳入旋转诱导混合过程中产生的重元素在AGB星有重要的后果。通过初始旋转速率的分布，它可能导致在给定质量的AGB星中获得的中子照射的自然扩散-这似乎是观测所需要的。我们的研究结果表明，这两个过程，扩散过冲和旋转混合，可能需要得到一个一致的描述，满足所有观测约束的AGB星的s-过程。最后，我们发现，在我们目前的框架内，由于旋转的混合确实增加了部分混合区中N15的产生，但仍然没有达到观测所需的水平。
2003-05-26 astro-ph
Creation of Li-7 and Destruction of He-3, Be-9, B-10, and B-11 in Low Mass Red Giants, Due to Deep Circulation
已经证明，Li-7可以在低质量红巨星中通过Cameron-Fowler机制产生，这是由于额外的深度混合和相关的“冷底加工”（CBP）。在某些条件下，这种Li-7的创造可以取代通常预期的Li-7破坏。请注意，红巨星分支（RGB）上的这种额外混合以前曾被用来解释观察到的C-13增强。这种新的Li-7生产可以解释最近在一些低质量红巨星中发现的令人惊讶的高锂丰度（其中一些是超级富锂恒星，其丰度高于星际介质）。产生的Li-7的量可以超过log（Li-7）= 4，但关键取决于额外混合机制的细节（混合速度、几何形状、偶发性）。如果深循环是一个相对持久的连续过程，那么富锂的RGB恒星应该完全不含铍和硼。CBP也导致He-3在低质量恒星中的破坏;与Li-7的产生相反，He-3耗尽的程度在很大程度上与额外混合机制的细节无关。太阳金属丰度恒星（1 - 40 Msun）的总体贡献预计是He-3的净破坏，总体He-3存活分数g_3 = 0.9 +/- 0.2（加权平均）--与标准的挖掘相反，标准的挖掘预测恒星是He-3的净生产者（g_3：dr = 2.4 +/- 0.5）。Pop II恒星经历甚至更严重的He-3消耗，0.3 < g_3 < 0.7。低质量恒星中He-3的破坏符合银河系化学演化模型的要求;它也会导致原始（D + He-3）/H丰度上限的某些松弛。
1998-06-16 astro-ph
Oxygen isotopic ratios in first dredge-up red giant stars and nuclear reaction rate uncertainties revisited
我们描述了一个一般而简单的方法来分析传播的核反应速率的不确定性在恒星核合成和混合的背景下。该方法结合了后处理核合成和混合计算的Monte Carlo计划。用这种方法，我们重新分析的依赖性理论氧同位素比预测在第一次挖掘红巨星分支恒星系统的方式。这些预测对于解释陨石中的日前Al_2O_3颗粒具有重要意义。具有不确定性的反应速率取自NACRE汇编（Angulo等人，1999年）。在我们对初始质量从1到3 M_sun的恒星模型的系统分析中，我们包括了七个反应速率。我们发现O 18（p，alpha）N 15反应的反应速率的不确定性通常会导致O 16/O 18理论比值的误差约为+20/-5%. O 16/O 17预测的误差为+-10%至40%，取决于恒星质量，并持续受到O 16（p，gamma）F 17反应相对较小的不确定性的支配。利用NACRE汇编对反应速率不确定性的新估计，p-俘获反应O 17（p，alpha）N 14和O 17（p，gamma）F 18对恒星质量≤ 1.5 M_sun的理论预测几乎没有影响。然而，对于质量> 1.5 M_sun的情况并非如此，其中核心混合和随后的包络混合相互作用。在这些情况下，核心混合复杂后疏浚表面丰度，在其他反应的不确定性有一个次要的，但明显的影响表面丰度。
2002-12-05 astro-ph
An Extremely Lithium-Rich Bright Red Giant in the Globular Cluster M3
我们在球状星团M3（NGC 5272）的红巨星分支上偶然发现了一颗锂含量极高的恒星。Keck I HIRES获得的阶梯光谱显示了一个Li I 6707埃的共振双峰，相当于520毫埃的宽度，我们的分析将该恒星置于已知最富锂的巨星之列：log[（Li）] ~=+3.0。我们确定的元素丰度的恒星，IV-101，和其他三个类似的光度和颜色的集群成员，并得出结论，IV-101的丰度比典型的巨星在M3和M13经历了显着的混合。我们讨论的机制，一个低质量的恒星可能是如此丰富的锂，专注于混合的材料处理的氢燃烧壳层下面的对流信封。虽然这种富集可以想象只会很少发生，但它实际上可能在巨分支演化期间定期发生，但由于随后的快速Li耗尽而很少被检测到。
1999-04-12 astro-ph
