High resolution spectra of 123 red giant stars in the globular cluster M13 and 64 red giant stars in M92 were obtained with Hectochelle at the MMT telescope. Emission and line asymmetries in Halpha, and Ca K are identified, characterizing motions in the extended atmospheres and seeking differences attributable to metallicity in these clusters and M15. On the red giant branch, emission in Halpha generally appears in stars with T_eff < 4500 K and log L/L_sun > 2.75. Fainter stars showing emission are asymptotic giant branch (AGB) stars or perhaps binary stars. The line-bisector for Halpha reveals the onset of chromospheric expansion in stars more luminous than log L/L_sun ~ 2.5 in all clusters, and this outflow velocity increases with stellar luminosity. However, the coolest giants in the metal-rich M13 show greatly reduced outflow in Halpha most probably due to decreased T_eff and changing atmospheric structure. The Ca K_3 outflow velocities are larger than shown by Halpha at the same luminosity and signal accelerating outflows in the chromospheres. Stars clearly on the AGB show faster chromospheric outflows in Halpha than RGB objects. While the Halpha velocities on the RGB are similar for all metallicities, the AGB stars in the metal-poor M15 and M92 have higher outflow velocities than in the metal-rich M13. Comparison of these chromospheric line profiles in the paired metal-poor clusters, M15 and M92 shows remarkable similarities in the presence of emission and dynamical signatures, and does not reveal a source of the `second-parameter' effect.
Hα photometry of low mass stars in 47 Tucanae: chromospheric activity and exotica
我们利用哈勃空间望远镜的高级巡天照相机（Advanced Camera for Surveys）获得的观测资料，研究了球状星团47 Tuccenda中主序星的Hα发射特性。利用F606W、F814W和F658N波段的多波段观测组合，我们搜寻了具有Hα过量发射的恒星。精确的光度测量它们的Hα等效宽度使我们能够识别具有大Hα发射的天体，我们将其归因于质量吸积而不是增强的色球层活动。其中一些恒星的空间位置与已知的X射线源一致，它们在颜色星等图中的位置使我们能够将它们分类为活动双星或激变变星（CV）。我们表明，这种方法，通常采用研究吸积盘在年轻的恒星物体，可以成功地用于识别和识别候选CV。
Modelling chromospheric line profiles as diagnostics of velocity fields in ω Centauri red giant stars
上下文星族II红巨星（RGB）的质量损失约为0.1-0.3 M $_{\odot}$是恒星演化理论的一个要求，以解释球状星团中的一些观测证据。目标。本研究的目的是探测星团ω Cen中六颗明亮红巨星的向外速度场，这是质量外流的指示。方法.我们比较合成线配置文件计算使用相关的模型色球观察到的Hα和Ca II K线的配置文件。光谱是用UVES（R= 45，000）拍摄的，恒星被选择为其中三颗属于富金属星群，三颗属于贫金属星群，并且采样比各自的RGB尖端暗1到2.5等。结果我们确实揭示了六个目标中的四个存在低速向外运动，与天体物理参数没有任何明显的相关性。结论.这提供了直接的证据，向外的速度场和质量运动存在于RGB恒星中，比尖端暗2.5等。假设质量外流最终可能导致恒星的质量损失，我们估计质量损失率约为10^{-9}-10 ^{-10} M $_{\odot}$ yr^{-1}，这与恒星演化的要求是一致的。这些速率似乎与光度有关，而不是与金属丰度有关。
The variable mass-loss in low-mass red giant stars: Chromospheric motion across stellar evolution in 47 Tuc
Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Osservatorio Astronomico di Padova-INAF（帕多瓦天文台-意大利国家天体物理研究所）；Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Osservatorio di astrofisica e scienza dello spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚天文与空间科学观测站）
Comparing the Ca II H and K Emission Lines in Red Giant Stars
本文报道了105颗巨星Ca Ⅱ H谱线核心发射峰不对称性的测量结果。用参数V/R量化不对称性，V/R定义为发射曲线的蓝峰和红峰中的最大计数数之间的比率。Ca II H和K发射线探测恒星大气中某些色球层的差分运动。Ca II K线的V/R数据来自以前的论文，并与类似的H线比率进行比较，H和K光谱来自相同的观测结果。发现H线V/R值平均比等效K线比值大+0.04，但其差值随B-V颜色而变化。温度低于B-V = 1.2的红巨星，H线V/R更可能大于K线V/R，而温度高于B-V = 1.2的红巨星则相反。Ca II H和K线不对称性之间的差异可能是由色球层材料层引起的，这些发射特征产生以不同的速度在扩大流出。
Chandra studies of the globular cluster 47 Tucanae: A deeper X-ray source catalogue, five new X-ray counterparts to millisecond radio pulsars, and new constraints to r-mode instability window
Betelgeuse: Detection of the Expanding Wake of the Companion Star
Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
Disks and Outflows in CO Rovibrational Emission from Embedded, Low-Mass Young Stellar Objects
年轻的星周盘仍然嵌入在致密的分子包层中，可能与较老的盘不同，但历史上很难研究，因为盘的发射可能与包层或流出发射混淆。CO的基本发射是一个潜在的强大的探测盘/风结构内的几个AU的年轻原恒星。在本文中，我们提供了高光谱（R=90,000）和空间（0.3”）分辨率VLT/CRIRES M波段光谱的18个低质量年轻恒星物体（YSO）的致密信封在附近的恒星形成区域探索的实用程序的CO基本4.6微米发射作为一个探针的非常年轻的磁盘。在我们的样品中，从14个YSO中检测到CO基波发射。发射线轮廓显示出一系列的强度和形状，但通常可以分为宽的，温暖的组件和窄的，冷的组件。更频繁地检测到广泛的CO排放的YSO与<15 Lsun than those with >15 Lsun的热光度，并与来自CTTS的CO排放归因于温暖的（~1000 K）内部AU的磁盘。来自具有高辐射热光度的物体的CO发射产生于较冷（~320 K）的12 CO窄谱线和较稀有的同位素。从一些物体上看，窄线的蓝移高达~10 km/s，表明缓慢的风起源。对于其他来源的线位于恒星的系统速度，并可能出现在磁盘中。对于少数YSO，空间扩展的CO和H2 S（9）排放被检测到距离中心源2”，并归因于风和周围分子物质之间的相互作用。温CO吸收被检测到在风的速度高达100公里/秒，通常在离散的速度分量的六个对象。风在发射的地方部分是分子的，这有利于盘风…
The Kapteyn moving group is not tidal debris from $ω$ Centauri
卡普坦移动群被假设为来自$ω$ Centauri的潮汐碎片。如果这是真的，那么这群恒星中的成员应该显示出一些已知的星团中恒星的化学丰度模式。我们提出了一个光学和近红外高分辨率，高S/N光谱研究的14颗恒星的Kapteyn组，加上10个额外的恒星（$ω$ Cen组），而不是作为成员的Kapteyn组最初定义的，但已动态与$ω$半人马座。Na，O，Mg，Al，Ca和Ba的丰度来自于光谱，而色球He I 10830的强度作为一个可能的氦丰度指标进行了研究。卡普坦和$ω$ Cen组合样本的恒星的Na-O和Mg-Al模式与半人马座$ω$的模式不同，与星系晕的场星的模式也没有什么不同。He I 10830谱线的等效宽度分布与非活动场星的分布一致。因此，在我们的样本中没有发现第二代恒星的证据，这很可能排除了球状星团的起源。此外，没有迹象表明在富含金属的一端存在独特的Ba-过剩，这在$ω$半人马座恒星中得到了很好的证实，在合并样本的恒星中也没有发现。由于这种特殊的Ba模式存在于半人马座$ω$中，而与恒星的世代无关，这将排除我们整个样本可能仅由星团中的第一代恒星组成的可能性。最后，对于卡普坦群的恒星，起源于假设的半人马座$ω$的母星系的可能性是不利的，因为$α$的不同运行-金属丰度介于我们的目标和来自现代矮星系的恒星之间的元素。
