The Ages of Stars: The Horizontal Branch
M. Catelan
水平分支（HB）恒星在“年龄争论”中扮演着特别重要的角色，因为它们是长期存在的“第二参数”问题的核心。在这篇综述中，我讨论了一些最近的进展，我们的理解的性质和HB星的起源。
Horizontal branch (HB) stars play a particularly important role in the "age debate," since they are at the very center of the long-standing "second parameter" problem. In this review, I discuss some recent progress in our understanding of the nature and origin of HB stars.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Horizontal Branch stars as AmFm/HgMn stars
最近的观测和模型的水平分支星的简要介绍和AmFm星的模型进行了比较。这些模型的局限性，强调通过比较观测和模型的HgMn星。
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。
Can Planets Influence the Horizontal Branch Morphology?
当拥有行星系统的恒星沿着红巨星分支演化并膨胀时，它们会与邻近的行星相互作用。行星将角动量和能量储存到红巨星的包层中，这两者都可能增加红巨星分支的质量损失。当恒星转向水平分支时，增强的质量损失导致恒星变得更蓝。我建议，行星系统的存在，通过这种机制，可以解释一些异常的水平分支形态。特别是，行星系统可能与“第二参数”有关，它决定了Hertzsprung-Russel图上水平分支恒星的分布。该方案预测，幸存的大质量行星或褐矮星以数十天的轨道周期围绕许多极蓝水平分支恒星运行。
The age of the oldest globular clusters
三个最古老的星团-- M15、M68和M92 --的年龄已经被重新确定。我们使用最新的EOS和不透明度数据计算等时线和零年龄水平分支，并采用关闭和水平分支之间的亮度差来确定集群的年龄。我们对这三个星团的最佳年龄大约是13 Gyr，甚至更小的年龄是可能的。我们的研究结果有助于调和星系团年龄与最近的结果确定的宇宙年龄从哈勃常数。
On constructing horizontal branch models
我们研究了不同的方法来构建（零年龄）水平分支模型，并比较由此产生的水平分支的演变与模型的完整的恒星演化从主序星和通过核心氦闪光的计算。我们表明，近似的方法可能会导致小，但可辨别的影响，但一些方法，这是简单的，再现完整的演变非常好。
Horizontal Branch Stars in the Galactic Stellar Halo
我回顾银河系的恒星晕的属性，特别是跟踪水平分支恒星，但与其他恒星示踪剂的参考和比较。我讨论的晕密度分布，水平分支形态与银河系的位置的变化，和晕星在银河系的几个地区的运动学。我总结了水平分支恒星的发现，并把它们放在当前流行的星系晕形成的背景下。
Horizontal Branch A- and B-type Stars in Globular Clusters
球状星团为检验恒星演化的预言提供了理想的实验室。然而，在20世纪90年代，当我们用光谱分析进行研究时，我们得出的热水平分支恒星的参数系统地偏离了理论预测。另一方面，较冷的A型水平分支恒星的参数与进化理论一致。1999年，两个研究小组独立地提出扩散效应可能导致这些偏差，我们随后验证了这一点。我将讨论这些观测和分析，以及它们对解释热水平分支恒星观测的影响。
The Horizontal Branch of NGC 1851: Constraints on the Cluster Subpopulations
我们研究了银河系球状星团NGC1851水平支的恒星分布，以揭示该星团所包含的两个不同的次巨星支种群的后代。在详细的合成水平分支模型的基础上，我们得出结论，这两个子群分布在观测到的水平分支的不同区域：属于明亮的亚巨星分支组件的演化恒星被限制在观测序列的红色部分，而属于暗淡的亚巨星分支组件的恒星从蓝色到红色分布，也填充了RR Lyrics不稳定带。我们的模拟强烈表明，假设两个亚群沿着红巨星分支失去相同数量的质量，是不可能重现观测结果的。我们热烈鼓励属于这个星团的红巨星的质量损失率的经验估计。
The Identification of Blue Horizontal Branch Stars in the Integrated Spectra of Globular Clusters
河外球状星团光谱测年中的一个主要不确定性涉及年龄和水平分支形态对巴耳末线强度的简并效应。在这封信中，我们表明，Hdelta和Hbeta的等效宽度之间的比率是更敏感的水平分支形态比年龄，从而有可能打破简并。我们表明，这是可能的区分中间年龄的球状星团的巴耳末线的存在下，蓝色的水平支星加强，纯粹的集群的综合光谱的基础上。在S/N >= 30/埃的光谱中，用H β和H δ谱线强度可以提高年龄和水平分支形态之间的简并度，这是目前河外球状星团积分光谱研究的典型特征。
Some clues on the tilt of the Horizontal Branches in metal-rich clusters
本文讨论了富金属星系团球状星团NGC 6388和NGC 6441水平分支中观测到的大倾斜的一些线索。这一尚未被理解的特征从理论和观测两方面进行了研究。
A continuous population of variable stars up to about 1.5 mag above the horizontal branch?
脉动变星的样本越来越多的经典不稳定带从水平分支到几个明亮的星等被发现在几个本星系群星系，无论星系的形态类型。我们将回顾观测方案，特别关注异常造父变星和相关天体。
The Peculiar Horizontal Branch Morphology of the Galactic Globular Clusters NGC6388 and NGC6441
我提出了多波段光学和紫外哈勃空间望远镜测光的两个银河系球状星团NGC6388和NGC6441，以调查的物理机制（S）的性质负责存在一个扩展的蓝色尾巴和一个斜坡的水平分支。进一步的证据表明，水平分支倾斜不能被解释为差分红化的效果，而我表明，一个可能的解决方案的难题是假设一小部分的恒星星族在两个集群是强烈的氦丰富。
Blue horizontal branch stars in metal-rich globular clusters. I. NGC 6388 and NGC 6441
本文报道了对富金属（[Fe/H] ~ -0.5）球状星团NGC 6388和NGC 6441中蓝色水平支星的首次光谱观测结果。基于ESO新技术望远镜（NTT）获得的数据，我们提供了NGC 6388中四颗恒星和NGC 6441中三颗恒星的重力和温度。这些结果与经典进化理论的预测略有不一致，但与解释这些星系团颜色-星等图中倾斜水平分支的所有非经典情景强烈不一致。
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。
The absolute magnitude of field metal-poor horizontal branch stars
利用22颗Vo<9的贫金属场水平支星的依巴谷星弛豫资料，计算了它们的绝对星等。加权平均值为Mv=+0.69+/-0.10，平均金属丰度为[Fe/H]=-1.41;排除了HD 17072，获得了一个稍微明亮的平均星等Mv=+0.60+/-0.12，平均金属丰度为[Fe/H]=-1.51，这可能是在巨大分支的第一次上升，而不是在水平分支。目前的价值观同意自行和Baade-Wesselink方法的应用领域天琴座RR的基础上确定，他们是从0.1至0.2等暗比那些基于校准的集群距离通过使用本地次矮星，并在替代的距离校准LMC。简要地评述了星系团水平支的光度与光场之间存在实际差别的可能性。
Horizontal-Branch Stars: Their nature and their absolute magnitude
水平分支恒星在定义宇宙中的绝对距离尺度方面起着重要作用。为此，人们必须知道在相关的B-V处的Mv，并对每种类型的水平分支恒星有明确的[M/H]。水平分支恒星的性质进行了审查，重点放在所有开放的问题，关于演化和结构，问题表明，这些恒星是不是最容易的对象在距离尺度的讨论。使用具有最佳依巴谷星群的HB星，在（B-V）o = 0.20和[Fe/H] = -1.5处的HB具有Mv =+0.71。假设RR型天琴座星的[Fe/H]与Mv的关系也适用于HB型星，我们发现当[Fe/H] = 0时Mv为1.00。
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。
Globular Clusters and Horizontal Branch
对银河系球状星团的金属丰度、年龄、水平支恒星分布和RR 0天琴座变星周期分布等资料进行了分析。后两个特征可用于确定Oosterhoff类型。2.所观察到的OoI和OoII簇的金属丰度重叠在一个狭窄的区间-1.65 $<$ [Fe/H] $<$ 1.52。3. OoII星团的特征是R-B $<$ 0，这是水平分支上B（BS）和V（VS）星的相对数量之间的统计学显著关系（r=0.97）。4. OoI簇分为两组：R-B $<$ 0和R-B $>$ 0，B和R之间存在相关性（r=0.90）。在水平支上，前者不显示VS星与RS星的关系，后者显示VS星与BS星的关系。5.最老的集群的特征在于BS接近1，而最年轻的集群的特征在于R接近1。
Near-Field Cosmology with Horizontal Branch and RR Lyrae Stars
水平分支和RR天琴座星的重要性进行了讨论的背景下，宇宙学的论点形成的星系晕和卫星矮星系。它表明，特别是，星系晕球状星团系统不可能从“原星系碎片”的吸积形成类似于今天的银河系矮卫星星系的非常早期的同行，否则它的RR天琴座属性将是非常不同的，从目前观察到的。
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。
The lack of binaries among hot horizontal branch stars: M80 and NGC5986
我们目前的初步结果，我们的搜索密切（周期P < 10天）的双星系统之间的热（Teff > 20000 K）的水平分支恒星在球状星团M80和NGC 5986。我们测量了11个目标的径向速度变化在M80和5在NGC 5986，光谱观测中分辨率（R=4100）在四个晚上在VLT-FORS 2。我们在M80中发现了一个近距离双星候选者，显示出统计上显著的径向速度变化，而在NGC 5986中没有明确的证据。这些结果证实了在球状星团中的热水平分支恒星之间缺乏密近双星，正如已经在NGC 6752中发现的那样，与在该领域中的热次矮星之间观察到的结果不同。
Deep HST+STIS Color-Magnitude Diagrams of the Dwarf Irregular Galaxy WLM: Detection of the Horizontal Branch
我们利用哈勃空间望远镜在平行模式下拍摄的深STIS CL和LP波段图像，获得了矮不规则星系WLM视场中1886颗恒星的V和I波段测光结果，其中I=27和V=28。用测光法研究了WLM中识别出的水平分支。水平分支从红巨星丛向蓝色延伸，是一个古老种群的明确标志。我们证明，它是可能的，以达到一个老人口的水平分支的距离为1百万秒差距使用STIS，相对较短的曝光时间。从VI色星等图中，利用水平支的V星等，采用E（V-I）=0.03，得到WLM的精确距离模（m-M）_0 = 24.95 \pm 0.13。其影响是：1）WLM在高红移下形成恒星，2）WLM的旧族群可以代表原星系碎片，与那些吸积形成银河系晕的碎片有关。
Horizontal Branch Morphology and the 2nd Parameter Problem
我们回顾了银河系球状星团色-星等图中水平支（HB）形态学研究及其作为年龄指标的最突出问题。这是明确证明（也见博尔特，这次会议），年龄不能是唯一的第二个P驱动HB形态。其他候选人2nd-Ps简要审查，特别注意星团恒星密度的可能影响。
Abundance anomalies in hot horizontal branch stars of the galactic globular cluster NGC 1904
我们目前的丰度测量，高分辨率的光学光谱数据的基础上获得的紫外和视觉上的中阶梯光谱仪安装在Kueyen（甚大望远镜UT 2），在银河系球状星团NGC 1904（M79）的扩展蓝色水平分支的10颗恒星。与以前对其他星团的研究结果一致，我们得到了比Teff ~ 11，000 K冷的恒星的正常丰度和较热恒星的异常丰度：大的He耗尽和Fe，Ti，Cr，P和Mn的过度丰度。镁、硅和钙的丰度在热恒星和冷恒星中大致正常。这种丰度模式可以归因于热水平分支恒星稳定大气中的扩散和辐射压力。
A Spectroscopic Analysis of Blue Stragglers, Horizontal Branch and Turn-Off Stars in Four Globular Clusters
本文对四个球状星团（47 Tuccott，M3，NGC 6752，NGC 6397）中的55颗恒星（关断星，水平分支星和蓝离散星）的HST/STIS和FOS低、中分辨率光谱进行了分析。利用非局域热力学平衡模型大气对恒星进行了分析，获得了它们的有效温度、重力和一些自转速率的值。使用光度通量，我们还得到了半径，光度和光谱质量。
Radiative Levitation in Hot Horizontal Branch Stars
现在有相当多的证据表明，水平分支（HB）恒星热超过约11,500 K的经验，由于辐射悬浮的光球铁丰度的巨大增强。在球状星团中，光球铁丰度可达[Fe/H] ~+0.3，比星团铁丰度高两个数量级。考虑到铁过剩的模型大气是需要了解的外观HB的球状星团色星等图（CMD），准确的光度，重力和质量的推导，并为紫外光谱合成的老，金属贫恒星星族。
Rotation and abundance anomalies in blue horizontal-branch stars
为了解决银河系GC中水平分支恒星令人困惑的光度特性，几个不同的小组对单个蓝色HB恒星进行了详细的光谱分析。较热的BHB星显示出强烈的金属增强和氦耗尽，可能是由于原子扩散，以及缓慢的旋转速度，与较冷的BHB星相反，BHB星具有双峰分布的旋转速度-其中一些比预期快得多-但没有异常丰度。我回顾了迄今为止的观测结果，并讨论了可能的解释和这些丰度和旋转特征的后果。
A New Formation Mechanism for the Hottest Horizontal-Branch Stars
红巨星分支上质量损失非常大的恒星可以在白矮星冷却曲线下降时经历氦闪。在这些条件下，闪速对流区将把氢包层与热的氦燃烧核心混合起来.这样的"闪光混合“恒星将带着富含氦和碳的包层到达极端水平分支（EHB），并且将处于比最热的典型恒星更高的温度（即，未混合）EHB星。闪速混合提供了一个新的进化通道，人口的热端的EHB和可能解释的起源，高重力，富氦的sdO和sdB星。
Physical Parameters of Hot Horizontal-Branch Stars in NGC 6752: Deep Mixing and Radiative Levitation
计算了球状星团NGC 6752中42颗热水平支星的大气参数（Teff、log g和log（He/H））。对于19颗恒星MgII和FeII线检测到铁富集的一个因素50平均相对于集群的丰度，而镁的丰度是一致的集群金属丰度。这一发现增加了越来越多的证据表明，辐射悬浮在确定蓝色HB星的物理参数中起着重要作用。事实上，我们发现铁的富集可以解释部分，但不是全部，沿着蓝色HB的极端低重力的问题。因此，本文推导的NGC 6752中温度超过11, 500 K的水平分支恒星的物理参数，最好用氦混合和辐射悬浮效应的组合来解释。
Discovery of Blue Hook Stars in the Massive Globular Cluster M54
介绍了以球状星团M54（NGC 6715）为中心的BV测光。彩色星等图清楚地显示了一个蓝色的水平分支，它延伸到零年龄水平分支理论模型之外。这些类型的水平分支恒星（也称为"蓝钩“星），超过了标准水平分支热恒星的包层质量下限，迄今为止已知只存在于少数球状星团中：NGC 2808，半人马座欧米茄（NGC 5139），NGC 6273和NGC 6388。这些星团，像M54一样，是我们银河系中最明亮的星团之一，表明这些类型的水平分支恒星的存在与星团的总质量之间可能存在相关性。在观测到的M54水平分支中，T（eff）= 27000 K附近的一个缺口可以在晚期氦闪理论的场景中解释，这是对这些恒星起源的一个可能的解释。
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。
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。
Multimodal Horizontal Branches: Empirical Evidence and Possible Evolutionary Scenarios
我们回顾了现有的经验证据，水平分支（HB）恒星之间的“差距”和多模态分布的存在，以及一些理论的情况下，已提出来解释这些功能。虽然沿着HB的间隙已经变得越来越不突出和频繁，因为越来越多和更好的色星等图数据已经获得了银河系球状星团，多模态HB的证据反而变得更强。此外，不同的HB模式最近开始被追溯到多个组件已被检测到的次巨星分支和主序星，从而表明它们的起源在于复杂的物理过程中发生的最早阶段的大规模星团的历史。
Angular Momentum Transport by Internal Gravity Waves II- Pop II stars from the Li plateau to the horizontal branch
本文是第二个在一个系列中，我们研究的产生和过滤的内部重力波在恒星和波诱导运输的角动量在各个阶段的恒星演化的后果。在这里，我们集中在波普II型矮星，我们特别关注的内部重力波作为恒星质量的函数的微分特性。我们表明，在锂平台对应的质量范围内，重力波是完全有效的，因此应该导致一个准固体旋转状态，类似于太阳。然而，在目前观测到的水平分支恒星的质量稍大的祖先中，内波的产生在主序星上并不有效，因此可以维持大的内部差异旋转。这导致了对某些球状星团在水平分支上测得的大自转速度的自然解释。
Blue Horizontal Branch Stars in M92
我们分析了球状星团M92中5颗蓝水平支星的高色散和高精度光谱，确定了它们的投影自转速度在15 - 40 \kms之间。这比基于它们的主序祖先的旋转、旋转随年龄的下降和角动量守恒所预期的要大。可能的解释包括一个快速旋转的恒星核心。对M92中这些蓝HB星的光谱进行丰度分析，得到的结果与从该星团中的巨星得到的结果相同。随着预计的表面旋转速度的增加，有一种丰度更高的趋势，这可能是偶然的，需要确认。
A New Spin on the Problem of HB Gaps: Stellar Rotation along the Blue Horizontal Branch of Globular Cluster M13
利用金属吸收线的旋转展宽，我们测定了球状星团M13中13颗蓝水平支星的投影旋转速度。我们的样本跨越了在Teff ~= 11000 K的水平分支分布中观察到的光度间隙，并揭示了在这个特征的两侧恒星旋转的明显差异--在间隙的蓝色一侧，所有的恒星都表现出适度的旋转，vsini < 10 km/s，而在间隙的红色一侧，我们证实了Peterson等人（1995）以前观测到的更快旋转的粒子数（vsini ~= 40 km/s）。结合这些先前的结果，我们的测量表明，恒星的旋转确实与其沿HB的位置有关，尽管这种相关性背后的机制仍然未知。我们探讨了恒星自转和质量损失机制之间可能存在的联系，这些机制影响了球状星团HB的光度形态。
Horizontal branch morphology in galactic globular clusters: dense environment is "a" second parameter
银河系球状星团的色-星等图中的水平分支（HB）形态取决于许多因素，现在已经确定所谓的第二参数不仅仅是几年前所声称的星团年龄。作为致力于寻找驱动水平分支形态的物理过程的更广泛计划的一部分，我们在这里通过引入新的定量观测值B2/B+R+V重新解决了蓝色HB尾部延伸的问题，其中B2={具有（B-V）_0<-0.02的HB星的数量}。我们表明，在一个集群内的环境条件明显影响其HB形态，在这个意义上说，在一般情况下，集群中心密度越高，更高的是相对数量的恒星填充最蓝色的区域的HB。
Horizontal Branch Morphology and Mass Loss in Globular Clusters
球状星团中红巨星分支（RGB）和水平分支（HB）形态的质量损失之间的联系早已被人们所认识，但从理论角度对质量损失的机制仍知之甚少。本研究使用合成HB模型首次证明，α增强和质量损失和金属丰度之间的简单关系可以解释在旧的，同时代的GC中观察到的HB形态（由HB类型指数表征）的整个范围。质量损失-金属丰度关系自然地解释了这样的事实，即大多数贫金属GC（[Fe/H] < -2）具有比典型的GC（-2 < [Fe/H] < -1.5）更红的HB，而不会引起更年轻的年龄。这些结果可能有助于研究HB星通过恒星星族合成对积分光的贡献。
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。
Gravity-Mode Instabilities in Models of Post-Extreme Horizontal Branch Stars: Another Class of Pulsating Stars?
我们提出了新的结果后极端水平分支星的现实模型的稳定性分析。我们发现，g-模式的不稳定性发展在这些模型中的一些作为一个有效的ε机制与存在一个活跃的H-燃烧壳的结果。ε过程驱动低阶和低阶g模式，典型周期在40-125 s范围内。不稳定模型占据了一个宽的不稳定带，覆盖了76，000 K > ~ T_eff >~ 44，000 K的区间，并被识别为低质量DAO白矮星。它们来自于到达零年龄“扩展”水平分支的恒星，富氢包层质量M_env >~ 0.0010a太阳质量。我们的计算表明，一些DAO恒星应该表现出光度变化引起的脉动不稳定性。我们建议在六个特别有希望的候选者中寻找亮度变化。
Coupling between the 45 Hz Horizontal-Branch Oscillation and the Normal Branch Oscillation in Scorpius X-1
利用\it Rossi X射线定时探测器（RXTE）对明亮的持久中子星低质量X射线双星（LMXB）Sco X-1进行了观测，发现其正常分支上同时存在$\sim$ 6 Hz正支振荡（NBO）、$\sim$ 45 Hz水平支振荡（HBO）和双kHz准周期振荡（QPO）。我们已经发现对应于高通量的NBO相的HBO的分数幅度为1.1%，而低通量的NBO相的分数幅度是不可检测的，其中3 $σ$上限为0.4%，这意味着HBO强度以与先前发现的较低kHz QPO相反的方式随NBO相变化。并表明当NBO通量高时，满足产生HBO的条件。Sco X-1中的6 Hz NBO将45 Hz HBO和双kHz QPO连接在一起，显示了一个独特的图像，表明QPO之间的耦合，这在其他中子星LMXB中从未观察到。我们讨论了当前型号的45 Hz HBO，6 Hz NBO和双kHz QPO的影响。
Horizontal-Branch Morphology as an Age Indicator
我们提出了我们最近的修订模型建设的水平支（HB）形态的球状星团，这表明HB形态是更敏感的年龄相比，我们早期的模型。我们还介绍了我们的高精度CCD测光的经典第二参数对M3和M13。基于这种光度测定法的相对年龄表明，M13确实比M3老1.7 Gyr。这与我们新模型预测的年龄差异是一致的，这进一步支持了HB形态在大多数星族II恒星系统中是一个可靠的年龄指标。
The Peculiar Horizontal Branch Morphology of the Galactic Globular Clusters NGC 6388 and NGC 6441: new insights from UV observations
本文介绍了两个银河系球状星团NGC6388和NGC6441的多波段光学测光和紫外哈勃空间望远镜测光。我们获得了NGC 6388和NGC 6441的第一个紫外色星等图。这些图证实了以前的结果，在光学波段，存在相当大的恒星星族的极热水平分支恒星。至少在NGC 6388中，我们发现了一个明确的迹象，即在水平分支的热端，恒星的分布形成了一个钩状特征，与NGC 2808和半人马座欧米茄中观察到的非常相似。我们简要地回顾了已建议解释这一观测特征的理论方案。我们还调查了倾斜的水平分支形态，并提供了进一步的证据，支持早期的建议，这一功能不能被解释为差异变红的影响。我们发现，一个可能的解决办法是假设一小部分-范围在10 - 20%之间-在两个星团的恒星星族是强烈的氦富集（Y = 0.40在NGC 6388和Y = 0.35在NGC 6441）。He丰度在正则值（Y = 0.26）和引用的上限之间的分布可以很好地解释水平分支的整体形态和目标星团中变星的脉动性质。
Distances and Absolute Ages of Galactic Globular Clusters from Hipparcos Parallaxes of Local Subdwarfs
利用来自HIPPARCOS卫星的高精度三角测量和来自30个次矮星的高分辨率光谱的精确金属丰度（[Fe/H]、[O/Fe]和[alpha/Fe]），对一个精心挑选的9个球状星团的样本进行了距离和年龄的计算。我们发现，依巴谷星的星距小于相应的地面测量结果，导致更长的距离尺度（~ 0.2等）和年龄~ 2.8 Gyr年轻。9个星团的零年水平支（ZAHB）绝对星等与金属丰度的关系为：Mv（ZAHB）=（0.22 +/- 0.09）（[Fe/H]+1.5）+（0.48 +/- 0.04）对应的大麦云云距离模为（m-M）o=18.61 +/- 0.07。真正古老的球状星团（奥斯特霍夫II和蓝色水平分支）的年龄是：年龄= 11.8（+2.1/-2.5）Gyr球状星团现在的年龄不再与宇宙的标准暴胀模型相冲突。
Striking Photospheric Abundance Anomalies in Blue Horizontal-Branch Stars in Globular Cluster M13
球状星团M13中13颗蓝色水平支（BHB）星的高分辨率光谱显示，元素丰度与预期的星团金属丰度存在巨大的偏差。在较热的恒星（T_eff > 12000 K）中，氦的丰度比太阳低10 ~ 100倍，而铁的丰度比太阳高3倍，比该球状星团的典型金属丰度[Fe/H] ~= -1.5 dex高两个数量级。氮、磷和铬表现出更明显的增强，其他金属也略有过剩，除了镁，它保持非常接近预期的簇金属丰度。这些光球异常现象很可能是由于扩散-氦的重力沉降，以及其他元素的辐射悬浮-在这些热恒星稳定的辐射大气中。这些机制的影响可能会对星团水平分支的光度形态以及对它的年龄和距离的估计产生一些影响。
Globular clusters with the extended horizontal-branch as remaining cores of galaxy building blocks
除非在银河系的历史中被完全破坏，否则制造恒星晕和恒星核球的积木遗迹还没有被发现。在这里，我们认为大约25%的银河系球状星团具有这些早期建筑块的剩余核心的特征，而不是真正的星团。它们与其他正常的球状星团有着明显的区别，它们有着扩展的水平分支和多个恒星星族，质量（亮度），最重要的是轨道运动学。根据这一结果，提出了银河系形成的三阶段图景，即早期的合并、坍缩和晚期的吸积。
Ultraviolet Imagery of NGC 6752: A Test of Extreme Horizontal Branch Models
我们提出了一个1620 A的图像附近的球状星团NGC 6752获得的紫外成像望远镜（UIT）在天文-2任务的奋进号航天飞机在1995年3月。根据Buonanno等（1986）的可见光光度学，导出了216颗恒星的紫外-可见光色星等图（CMD）。这CMD提供了一个几乎完整的人口普查的热水平分支（HB）人口与良好的温度和光度的歧视与理论轨道比较。当红化系数E（B-V）= 0.05，距离模数为13.05时，观测数据与Sweigart（1996）的理论零年龄水平分支（ZAHB）吻合得很好。观测到的HB光度宽度与理论模型非常吻合，并支持极端水平分支（EHB）星起源的单星假设。然而，只有四颗恒星可以被识别为后EHB恒星，而根据HB数量计数，预计几乎有三倍。如果这种效应不是统计异常，那么一些非典型效应可能会减少EHB后的寿命。最近Sweigart（1996）的非正则模型，由于沿着红巨星分支的混合，具有富含氦的包层，不能解释后EHB恒星的缺陷，但可能能够更好地解释它们的光度分布。
Spectroscopy of horizontal branch stars in NGC6752 - Anomalous results on atmospheric parameters and masses
我们使用ESO VLT-FORS 2设备收集沿水平分支分布的51个目标的低分辨率光谱。我们通过标准拟合程序与理论模型进行比较来确定大气参数，并通过基本方程确定质量。结果一般与以前的工作很好的协议，虽然并不总是与理论预期的较冷的恒星（Teff<15000 K）。计算出的颜色过量系统低于文献值，指向一个可能低估的有效温度。此外，我们发现两组恒星Teff=14000 K和Teff=27000$ K，目前的一般趋势和预期的异常。我们假设，在Teff=14000 K的三个特殊的明亮的恒星可能受到增强的恒星风。对于Teff=27000 K的八颗极端水平分支恒星，我们没有找到合理的解释。虽然我们的大多数结果与标准水平分支演化的预测吻合得很好，但我们在某些温度范围内获得的低质量仍然存在问题。我们认为，具有太阳尺度丰度的库鲁茨ATLAS 9 LTE模型大气可能不适合这些温度范围。对于Teff=27000 K的异常恒星群，柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫检验表明，这些恒星从色星等图的一般分布中随机抽取的概率只有8.4%。这并不是结论性的，但指出这些恒星可能在光谱和光度上都是（并且独立地）相对于一般的极端水平分支人口来说是独特的。
Chemical Abundances and Rotation Velocities of Blue Horizontal-Branch Stars in Six Globular Clusters
对六个贫金属球状星团-- M3、M13、M15、M68、M92和NGC 288 --中的蓝色水平分支恒星进行高分辨率光谱测量，揭示出光球成分和旋转速度随恒星沿水平分支位置的变化而发生显着变化。对于温度较低的恒星（Teff < 11200 K），我们得到的丰度值与典型的星团金属丰度值吻合得很好，并且我们发现vsin i旋转速度的变化范围很广，有些高达40 km/s。然而，在较热的恒星中，大多数金属物种相对于预期的星团金属丰度被强烈增强，高达3德克斯，而氦则被耗尽2德克斯或更多。此外，热恒星的自转速度都很慢，v sin i < 8 km/s。异常丰度似乎是由于原子扩散机制-氦的重力沉降和金属的辐射悬浮-在这些热恒星的非对流大气中。我们讨论了这些光球金属增强对恒星光度特性的影响，并探讨了对观测到的自转速度分布的可能解释。
Masses and Gravities of Blue Horizontal Branch Stars Revisited
以前对6个球状星团中的蓝水平支（BHB）星的光谱分析表明，其中4个星团的质量与经典演化理论相比太低，而NGC 6752和M 5中的BHB星的质量与经典演化理论一致。我们利用Reid（1997 a，b）通过主序拟合从局部次矮星的依巴谷星系中得到的新的星团距离重新计算了BHB恒星的质量。新的距离比以前的估计更大，导致BHB恒星的质量更大。由于NGC 6752和M5的距离增加很小，因此与预测质量的一致性仍然存在。对于M15和M92，质量现在与理论预测非常一致，而对于NGC 288和NGC 6397，质量赤字减少，但BHB恒星质量仍然略低。以前的光谱分析也强调了一些BHB恒星重力过低的问题。BHB星的重力和绝对星等是根据新的进化水平分支模型重新审视的。
Blue Horizontal-Branch Stars and Simple Stellar Populations
研究了蓝水平支星对简单恒星星族积分光度指数的影响。合成光谱是从模拟的球状星团的网格中绘制的，构造成再现银河系中HB形态的观察范围。我们的模型表明，由于蓝HB星的贡献，Hbeta线指数增加了0.75A，综合B-V色变蓝了0.15等。我们讨论的重要性，光学和远紫外线的颜色作为年龄判别的SSP，特别是高金属丰度。我们认为，相对年龄的差异（因此，他们不同的HB形态）导致非线性的颜色金属丰度的关系。
Rotation velocities of hot horizontal branch stars in the globular clusters NGC 1904, NGC 2808, NGC 6093, and NGC 7078: the database
利用UVES+VLT高分辨率光谱测量了银河系球状星团NGC 1904（M79）、NGC 2808、NGC 6093（M80）和NGC 7078（M15）蓝色水平分支（HB）中61颗恒星的径向速度和自转速度（vsini）。详细讨论了基于互相关技术的数据处理和速度确定。Recio-Blanco等人（2002）在分析蓝HB星的自转速度特性时使用了这个数据库的大部分。在这里，我们提供了NGC 2808的额外数据。我们证实了前一篇论文的结果，特别是，HB跳跃和Teff ~ 11,500 K附近旋转速度分布的突变之间可能存在联系。
The lack of close binaries among hot horizontal branch stars in NGC6752
本文介绍了NGC 6752中水平分支星（HB）密近双星的光谱搜索结果。我们使用ESO VLT-FORS 2仪器在连续四个夜晚获得了51颗热HB星的中等分辨率（R=4100）光谱，8000 < Teff < 32000 K。我们的目标中有18颗是Teff > 22000 K的极端水平分支（EHB）恒星。径向速度的变化进行了测量与互相关技术，我们仔细评估的统计和系统误差与他们有关。在我们的51个目标中没有发现密近双星系统。经仪器效应校正后的数据表明，径向速度变化始终低于15 km/s（3 sigma水平）。从统计分析我们的结果，我们得出结论，（在95置信水平）的比例与一个~0.5太阳质量的伴星在NGC 6752的EHB恒星的双星小于20%。这一经验证据与在该领域中发现的热亚矮星形成鲜明对比，并为球状星团（可能也在该领域）中EHB星的形成提出了新的问题。
On the Blue Tail of Horizontal Branch Stars
我们讨论了通过包括或忽略最近由Sweigart（1997）提出的He额外混合效应构建的ZAHB模型的理论预测。在$log T_e -log g$平面的比较表明，在目前的观测不确定性规范热HB模型的基础上，新的输入物理同意与经验数据在银河系球状星团和外地。我们还简要地讨论了新的一类变星EC 14026对限制蓝HB星的参数及其沿尾部分布的影响。
Multivariate Analysis of Globular Cluster's Horizontal Branch Morphology: searching for the second parameter
球状星团水平分支（HB）形态的解释是一个经典的问题，它会严重模糊我们对恒星星族的理解。在本文中，我们提出了一个新的多元分析连接的有效温度范围的HB与其他集群参数。这项工作是基于哈勃空间望远镜对54个银河系球状星团的测光。本研究揭示了球状星团的总质量对其HB形态的重要作用。更大规模的集群往往有更多的HB扩展到更高的温度。对于包括HB的温度延伸、[Fe/H]和M_V的一组三个输入变量，前两个特征向量占总样本方差的90%。可能的影响集群自污染HB形态，最终更强大的更大规模的集群，可以解释这里得出的结果。
Hot Horizontal Branch Stars: Predictions for Mass Loss
我们预测低质量恒星的后期演化阶段的质量损失率，特别强调的水平分支（HB）的形态的后果。我们表明，计算的速率，预测的最合理的机制辐射压力的谱线，太低，产生EHB/sdB星。这使Yong等人（2000年）最近概述的通过HB上的质量损失来创建这些物体的方案无效。然而，我们认为，质量损失在热HB星的旋转速度的分布中起着一定的作用，并且可能--连同由于辐射悬浮引起的重元素丰度的增强--为所谓的"低重力问题“提供了一种解释。从热HB（和极端HB，sdB，sdOB）星导出的质量损失配方也可以应用于有效温度在12500 - 40000 K范围内的后HB（AGB-manque，UV-bright）星。
Deep HST Photometry of NGC 6388: Age and Horizontal Branch Luminosity
利用哈勃空间望远镜获得了银河系球状星团NGC 6388的第一张达到主序星转折点的色星等图。通过对CMD星团和47 Tuccenda星团的比较，我们发现这两个星团中的大部分恒星具有几乎相同的年龄和化学成分。另一方面，我们的研究结果表明，NGC 6388中的蓝色水平分支和RR天琴座成分本质上是过亮的，这一定是由于一个或多个尚未确定的非正则第二参数影响了NGC 6388中相对较小的一部分恒星。
A New Feature Along the Extended Blue Horizontal Branch of NGC 6752
在这封信中，我们报告的银河系球状星团NGC 6752的水平分支（HB）的复杂结构的一个新的功能检测。在U对（U-V）平面中，HB在U-V ~= -1.0（对应T_e ~ 23，000 K）处显示出不连续性（"跳跃“）。这一"第二次U跃变“是Grundahl等人（1999）在T_e ~ 11，500 K的十几个团簇中发现的U跃变的补充。我们发现，这种新的不连续性可能是由于零年龄后HB的演变和扩散效应的组合。我们确定了11个AGB-manque星。HB后的恒星计数和演化寿命之间的比较，由典型的恒星模型预测，显示出良好的一致性，在方差与类似的估计NGC 6752在文献中。
The Origin of Extreme Horizontal Branch Stars
红巨星分支（RGB）的强烈质量损失可能导致极端水平分支（EHB）恒星的形成。EHB星的氦核和壳燃烧阶段大部分时间处于高温状态，并产生大量的紫外光通量。它们有非常小的氢包层，质量范围很小。我们已经计算了演化RGB模型与质量损失的恒星的金属丰度范围在初始质量< 1.1 Msun对应的人口年龄在12.5和14.5 Gyr之间。我们使用Reimers公式来表征质量损失，但研究了比常见的更大范围的质量损失效率参数eta。为了理解EHB星的数量如何随恒星星族中金属丰度的变化而变化，我们考虑了零年龄水平分支（ZAHB）是如何分布的。产生EHB星的eta范围与产生“中HB”星的范围相当。有些令人惊讶的是，产生EHB的eta星的范围和星等都没有太大的金属丰度变化。相比之下，产生中等HB恒星的eta范围随着金属丰度的增加而减小。因此，HB的人口与太阳金属丰度和更高，如预期在椭圆星系和螺旋凸起，将双峰，如果分布覆盖足够大的范围内η。
The Variable Stars and Blue Horizontal Branch of the Metal-Rich Globular Cluster NGC 6441
本文介绍了富金属（[Fe/H] = -0.53）球状星团NGC 6441的时间序列VI测光。我们的色星等图显示，在哈勃太空望远镜的数据中看到的延伸的蓝色水平分支存在于星团的最外层。红色束的斜率几乎与变红矢量平行。这个斜率的一个组成部分是由于微分红化，但部分是内在的。蓝色的水平支星比红色的丛星更集中。我们在NGC 6441附近发现了大约50颗新的变星，其中8颗或更多的RR型天琴座星很可能是星团成员。在0.2-1.0天的范围内进行综合周期搜索，与具有相同金属丰度的RR型天琴座相比，基本型天琴座的周期异常长（0.5-0.9天）。在其他富含金属的球状星团中也发现了三个类似的长周期RR天琴座。有超过十个例子在手，似乎一个独特的子类RR天琴座正在出现。观测到的水平分支恒星的性质与最近的模型，调用深度混合，以提高大气中的氦丰度是合理的协议，而他们与模型，假设高初始氦丰度冲突。C型天琴座RR的光变曲线似乎有着异常长的上升时间和尖锐的极小值。在恒星脉动模型中重现这些光变曲线可能提供另一种方法来约束NGC 6441中观测到的异常蓝色水平分支延伸和倾斜红色团块的物理变量。
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