The Abundance of Lithium in an AGB Star in the Globular Cluster M3 (NGC 5272)
用WIYN 3.5米望远镜上的Hydra多目标摄谱仪对球状星团M3中的红巨星进行了一次观测，发现红巨星vZ 1050中有一个突出的Li I 6707 $Å$特征。ARC 3.5米望远镜的后续光谱学证实了这一观测结果，并得出A（Li）$_{NLTE}$的丰度= 1.6 $\pm$ 0.05。此外，从同一光谱测量到的高氧和低钠丰度表明vZ 1050是第一代星团恒星。在星系团的色星等图中，位于红巨星水平分支上方和红巨星蓝色分支上方的位置vZ 1050将vZ 1050置于M3的渐近巨星分支上。锂丰度增加的可能来源是在vZ 1050中运行的Cameron-Fowler机制。
2016-08-03 astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in galactic globular clusters I. Analysis and results of NGC 2808
已知银河系球状星团（GC）具有多个恒星星族，并具有相似的化学特征，例如O-Na反相关。虽然第二人口恒星，通过它们的钠过剩来识别，已经在各种银河系GC中发现了从主序星关闭到红巨星分支尖端的恒星，但渐近巨星分支（AGB）恒星很少被瞄准。最近发现NGC 6752缺少一颗富钠AGB星，因此引发了对GC中AGB星的新研究，因为这一结果质疑了我们对GC形成和恒星演化理论的基本理解。为了比较银河系GCs中AGB星和RGB星的Na丰度分布，并研究AGB星上富Na星的存在是否与金属度有关，我们利用ESO/VLT多目标高分辨率摄谱仪FLAMES获得了银河系GCs NGC 2808中AGB星和RGB星的高分辨率光谱。计算了31颗AGB星和40颗RGB星的Na丰度。我们发现NGC 2808的平均金属丰度为-1.11 $\pm$ 0.08 dex，与早期的分析结果一致。可比较的钠丰度分散来自我们的AGB和RGB样品，与AGB星比RGB星稍微更集中。在AGB样本中，贫钠第一星族与富钠第二星族的比例为45：55，在RGB样本中为48：52。NGC 2808拥有富钠的第二人口AGB星，相对而言，它们比贫钠的AGB星和RGB上的富钠星数量更多。我们的发现很好地再现了快速旋转的大质量恒星的情况下，他们不矛盾的最近的结果，在NGC 6752中没有一个富钠AGB星。因此，NGC 2808加入了最近在AGB上发现的富含Na…
2016-06-07 astro-ph.SR
Sodium content as a predictor of the advanced evolution of globular cluster stars
渐近巨星分支（AGB）阶段是低质量恒星核燃烧的最后阶段。虽然银河系球状星团现在已知拥有（至少）两代恒星，但它们仍然提供了相对均匀的恒星样本，用于限制恒星演化理论。根据恒星模型的预测，大多数质量在当前关闭质量（即当前离开主序星阶段的恒星质量）附近的星团恒星将通过AGB阶段演化。在这里，我们报告说，球状星团NGC 6752中的所有第二代恒星--占星团总数的70%--都没有达到AGB阶段。通过光谱丰度测量，我们发现样本中的每颗AGB恒星都具有低钠丰度，这表明它们都是第一代恒星。这意味着，如果把AGB星群包括在内，许多星团就不能可靠地用于恒星计数，以检验恒星演化的时间尺度。我们对这一观察没有明确的解释。
2013-05-30 astro-ph.SR
Study of the Helium Enrichment in Globular Clusters
球状星团（GCs）是一种球状星团，通常包含10^5到10^6颗恒星，主要是年老恒星。从历史上看，它们被认为是理想化的“简单恒星星族”概念的最接近的对应物。“然而，最近的一些观测表明，至少在一些GC中，存在一些恒星，它们是由上一代恒星处理过的物质形成的。从这个意义上说，也有人认为这种物质可能富含氦，因此某些GC中的蓝色水平分支星应该是这种氦增强型恒星的自然后代。在这篇文章中，我们表明，至少在M3（NGC 5272）的情况下，所建议的氦富集水平并没有得到现有的高精度观测的支持。
2009-10-07 astro-ph.SR
AGB subpopulations in the nearby globular cluster NGC 6397
银河系球状星团（GCs）中存在着多个恒星星族，它们可以通过轻元素丰度（C-N、Na-O和Mg-Al）的反相关来区分。这些研究最近已扩展到渐近巨星分支（AGB）。本文首次研究了NGC 6397的AGB。我们对47颗RGB星和8颗AGB星的高分辨率光谱进行了丰度分析，得出了Fe，Na，O，Mg和Al的丰度。我们发现，NGC 6397没有证据表明，在富钠AGB星的赤字，报告为其他一些GC-在NGC 6397中的AGB和RGB的子人口比例是相同的，在不确定性。这与恒星理论的预期一致。由于使用了相同的工具和方法，该GC作为我们早期对M4 AGB工作的对照（具有对比结果）。
2017-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A view of the H-band light-element chemical patterns in Globular Clusters under the AGB self-enrichment scenario
通过分析9个银河系球状星团（GCs）中的巨星数据，讨论了AGB星在球状星团（GCs）中形成多星族的自富集过程，这些巨星覆盖了广泛的金属丰度范围，并同时获得了C、N、O、Mg、Al、Si等元素的测量数据。为此，我们计算了6组AGB模型，与属于每个GC的第一代的恒星具有相同的化学成分。我们发现，AGB产量可以重现一组可用的观测，不仅在每个GC中的恒星所示的污染程度，但更重要的是，还观察到的趋势与金属丰度，这与AGB演化模型的预测吻合得很好。虽然需要进一步的观测证据来明确确定新一代恒星在GC中形成的星际介质污染的主要参与者，但目前的结果证实，在AGB阶段期间，质量在$4~\rm M_{\odot} \leq \rm M \leq 8~\rm M_{\odot}$范围内的恒星喷出的气体具有与GC中恒星相同的化学模式。
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The case of the disappearing CN-strong AGB stars in Galactic globular clusters -- Preliminary Results
以前的文献检索表明，银河系球状星团中的AGB星可能显示出不同的CN-强和CN-弱星的分布相比，他们的RGB星。在大多数情况下，GCs的第二个巨大分支似乎缺乏具有强CN带的恒星。然而，当时AGB恒星的样本量太小，无法给出一个明确的图片。因此，提出了一个以GC AGB星为目标的观测计划。我们现在有大约250个GC AGB星的中等分辨率光谱观测9个球状星团，获得了2dF/AAOmega仪器的英澳望远镜。本文报道了关于CN-强星和CN-弱星在一组球状星团的两个巨星系分支上分布的一些初步结果。我们发现，一些GC显示完全缺乏CN-强星的AGB，而一些显示减少CN-强星相比，RGB。标准的恒星演化并没有预测到这两个巨大分支之间表面丰度的变化。我们讨论了这种意外现象的一些可能原因。
2010-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Binary Stars and Self-Enrichment of Globular Clusters
球状星团包含许多恒星，其表面丰度模式表明氢燃烧产物的贡献，如钠和氧，镁和铝的反相关元素丰度。多代恒星可以解释这种现象，第二代恒星是由原始气体和第一代恒星喷出物的混合物形成的。我们表明，大质量双星可能是第二代恒星的大部分物质的来源。双星中的质量传递通常是非保守的，喷射出的物质移动得足够慢，以至于它可以留在球状星团内，并为随后的恒星形成提供能量。最近的研究表明，短周期大质量双星比以前认为的要多，因此也有更多的恒星相互作用并喷射出核处理的物质。
2013-02-04 astro-ph.SR
A Luminous Yellow Post-AGB Star in the Galactic Globular Cluster M79
本文报道了在银河系球状星团（GC）M79（NGC 1904）中发现的一颗发光的F型后渐近巨支（PAGB）星。在视星等V=12.20，Mv=-3.46的绝对视星等下，这颗黄色的PAGB星是所有GC中最亮的恒星。它是使用CCD观测的uBVI测光系统，这是优化，以检测大的巴尔末不连续性，表明非常低的表面重力的恒星。用SMARTS 1.3米和1.5米望远镜进行的后续观测表明，这颗恒星的光速和径向速度都是不变的，而且它的速度与星团成员资格是一致的。用2 MASS和WISE进行的近红外和中红外观测没有发现星周尘埃的证据。我们认为，一个尖锐的上限存在的光度函数的黄色PAGB恒星在旧的人口，使他们很好的候选人人口II标准蜡烛，这是四个亮度比RR天琴座变量。它们的光度与处于PAGB演化阶段的恒星一致，核心质量约为0.53 Msun。我们还发现了四颗位于水平分支上方的非常热的恒星（“AGB-manqu 'e”星）;它们与PAGB星一起，是M79中近紫外线最亮的天体。在附录中，我们给出了M79中五颗变星的周期和光变曲线：三颗RR型天琴座星，一颗II型造父变星和一颗半规则变星。
2015-12-07 astro-ph.SR
An extreme paucity of second population AGB stars in the normal globular cluster M4
银河球状星团（GCs）现在已知拥有多个恒星星族，这些恒星族在许多轻元素丰度上具有化学上的不同。越来越清楚的是，GCs中的渐近巨星分支（AGB）恒星与红巨星分支（RGB）和其他阶段的恒星相比，在轻元素中显示出不同的丰度分布，偏向于更原始的，类似于场星的丰度，我们称之为子种群1（SP1）。作为一个更大的计划的一部分，针对GCs中的巨星，我们使用英澳望远镜上的2dF+HERMES设备获得了Messier 4（NGC 6121）中106颗RGB和15颗AGB恒星的高分辨率光谱。在这封信中，我们报告了M4中[Na/O] > -0.17的AGB星的极度缺乏，这与[Na/O] =0.55的丰度形成对比。AGB的丰度分布与所有来自SP1的AGB星一致。这一结果似乎意味着，所有的子星族二星（SP2;富Na，贫O）都避免了AGB阶段。考虑到M4的水平分支形态，这是一个意想不到的结果-它没有延伸的蓝色水平分支。这是第一个利用HERMES光谱仪进行的丰度研究。
2016-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirming the presence of second population stars and the iron discrepancy along the AGB of the globular cluster NGC 6752
球状星团NGC 6752中的渐近巨星分支（AGB）星被发现具有一些红巨星分支（RGB）星的化学特征。[FeI/H]和[FeII/H]之间的差异（在RGB星中未观察到）已被检测到采用光谱温度。此外，AGB可能缺乏第二星族恒星。建议使用基于（V-K）颜色的光度温度来消除这种铁的差异。此外，特设方案已被提出来解释第二人口AGB星的缺席。在这里，我们分析了19个AGB和14个RGB星的NGC 6752的光谱仪UVES观察到的样本。RGB星的两个温标吻合得很好，而AGB星的温标存在~100 K的系统偏差。我们发现，即使光度温度减轻了铁的差异，相对于光谱的，系统之间的差异[FeI/H]和[FeII/H]仍然被发现之间的AGB星。一个意想不到的结果是光度温度不满足AGB星的激发平衡。这表明标准的1D-LTE模型大气无法正确描述AGB星的热结构，与RGB星不同。测光温度的使用证实了以前检测到的第二人口AGB星在这个集群中，存在明确的相关性/轻元素丰度之间的关系。这有力地证明了第一和第二星族恒星都是沿着NGC 6752的AGB演化的。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-AGB stars in the SMC as tracers of stellar evolution: the extreme s-process enrichment of the 21 micrometer star J004441.04-732136.4
凭借其光谱类型，有利的热校正，以及它们的约束距离，在外部星系的后AGB星提供了前所未有的测试AGB核合成和挖掘的预测。我们在这里集中在一个对象J004441.04-732136.4，这是唯一已知的21微米的SMC源。光谱丰度结果显示，J004441.04-732136.4是迄今为止发现的s-过程最丰富的天体之一，而光球的C/O比为1.9 +- 0.7，表明该恒星的C-含量只有适度的丰富。J004441.04-732136.4还显示出较低的[Fe/H] = -1.34 +-0.32，显着低于SMC的平均金属丰度。根据SED，发现7600 +- 200太阳光度的光度，以及E（B-V）= 0.64 +- 0.02。根据后AGB的演化轨迹，初始质量应该是大约1.3个太阳质量。光度变化显示了97.6 ± 0.3天的清晰周期。检测到的C/O以及高的s-过程过丰度（例如[Y/Fe] = 2.15，[La/Fe] = 2.84）很难与预测相一致。化学模型还预测了高铅丰度，这与检测到的光谱不兼容，以及非常高的12 C/13 C，这还没有受到观测的限制。预测仅略微依赖于所使用的演化代码。我们表明，我们的理论预测相匹配的S-过程分布，但未能再现检测到的高过剩和预测的高铅丰度，这是没有检测到。此外，在解释观测到的这个源的脉动特性方面仍然存在严重的问题。
2012-03-20 astro-ph.SR
Abundance analysis for long-period variables II. RGB and AGB stars in the globular cluster 47\,Tuc
渐近巨星分支（AGB）星在星系重元素富集过程中起着关键作用。由于其大幅度的变化，元素丰度的测量是一个非常具有挑战性的任务，尚未以令人满意的方式解决。在我们以前的工作之后，我们使用流体静力学和动力学模型大气模拟观测到的高分辨率近红外光谱的12个可变和不变的红巨星在球状星团47 Tuc。47颗Tuc红巨星在重要参数（质量、金属丰度、光度）上都有独立的特征。主要目的是比较合成光谱的动力学模型与观测光谱的47 Tuc变量。假设这些低质量恒星的上巨星分支的丰度不变，我们的目标是估计大气动力学对丰度测定的影响。我们对47 Tuc中5颗不变红巨星的C/O和12 C/13 C比值进行了新的测量。我们测量的7颗变星的等效宽度与非变星有很大的不同，并且不能用流体静力学或动力学模型大气再现。尽管如此，动力学模型比任何流体静力学模型更适合观测到的长周期变量谱。对于某些光谱特征，在脉动周期内由动力学模型预测的线强度的变化给出了与具有变化的温度和恒定的表面重力的流体静力学模型序列相似的值。
2014-06-25 astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars. II. Sodium abundance variations on the asymptotic giant branch as a function of globular cluster age and metallicity
GC中的长寿恒星相对于它们的晕对应物表现出化学特性。特别是，钠富集的恒星被认为属于一个2d恒星星族，它是由第一个恒星星族的氢燃烧灰烬污染的星团物质产生的。它们在CMD的不同位置的存在和数量对自浓缩情景提供了重要的限制。特别是，最近发现AGB上贫钠星和富钠星的比例在星团之间变化很大，而RGB上的比例相对恒定。我们调查的年龄和金属丰度的影响，理论上的钠传播沿AGB的框架内的快速旋转的大质量恒星的GC自富集的情况。(tb（续）
2015-12-10 astro-ph.SR
A Census of Above-Horizontal-Branch Stars in Galactic Globular Clusters
我们在97个银河系和7个麦哲伦球状星团（GC）中搜索了水平支以上（AHB）星--在色星等图中位于水平支以上和渐近巨星支（AGB）蓝向上的天体。我们选择了AHB候选人的测光的$uBVI$系统，这是优化的低重力恒星的检测与大巴尔末跳跃，在颜色范围$-0.05\le(B-V)_0\le1.0$。然后，我们使用$Gaia$天体测量和高斯混合建模，以确认集群成员和删除字段的闯入者。我们的最终星表包含438颗AHB星，在HB后演化的背景下分类和解释如下：（1）AHB 1：280颗比$M_V=-0.8$暗的恒星，从蓝色HB（BHB）向AGB底部演化。(2)后AGB（PAGB）：13颗比$M_V\simeq-2.75$亮的恒星，从AGB的顶部离开，并迅速向蓝方向演化。(3)AHB 2：145颗恒星，绝对星等介于AHB 1和PAGB之间。这最后一类包括离开极端BHB并向AGB演化的物体的混合物，以及从AGB向更高温度移动的更明亮的物体。在AHB 1恒星中，有59颗RR型天琴座闯入者，在我们的调查中偶然观察到接近最大光。PAGB和AHB 2星（包括室女座造父变星W）绝大多数属于含有BHB星的GC，与后HB演化轨迹的预测一致。我们认为，大多数W Vir变量正在朝着较低的温度发展，并在其第一次交叉的不稳定带。不变的黄色PAGB星显示出作为星族II距离测量标准烛光的希望。
2021-12-09 astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars IV. Initial helium content and white-dwarf properties
上下文球状星团中的恒星具有特殊的化学性质。一般来说，相关的氦富集预计会影响恒星的演化，以及低质量恒星，特别是白矮星（WD）的祖先。目标。我们研究了不同初始氦含量对白矮星的质量、成分和形成时间等性质的影响。结果在一个特定年龄的球状星团中，氦的富集意味着在一个特定阶段恒星的初始质量较低。从而导致到达冷却序列的白矮星质量减少。此外，氦的富集增加了白矮星的总质量和数量，并最终允许单个祖先的氦白矮星的存在。结论.用不同的方法在大多数球状星团中测定的低He富集对白矮星性质的影响可以忽略不计。然而，在少数显示出高He富集的球状星团中，这可能会显著影响白矮星的特征。在NGC 2808和半人马座ω中，氦的高度富集甚至导致了从单个富氦祖先形成氦白矮星。因此，研究高氦丰度球状星团中的白矮星质量域将为测量和约束氦丰度提供一种间接的方法。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in Galactic globular clusters II. Analysis and results of NGC 104, NGC 6121 and NGC 6809
我们分析了银河系球状星团（GC）NGC 104、NGC 6121和NGC 6809中大量AGB和RGB星样本的高分辨率光谱，并确定了它们的Na丰度。这是NGC 6809中的AGB星首次被瞄准。此外，我们用同样的方法重新分析了NGC 6752的数据档案。为了研究AGB Na丰度分散对GC参数的依赖性，我们将我们获得的AGB [Na/H]分布（包括本系列第一篇论文中提出的NGC 2808）与其他四个GC的文献数据进行了比较，即，总共九个GC，涵盖广泛的GC参数。我们发现NGC 104和NGC 6809具有可比较的AGB和RGB Na丰度分布，而NGC 6121显示缺乏非常富Na的AGB星。通过分析所有9个GC，Na丰度和多个人口的AGB星显示了一个复杂的图片。在某些GC中，AGB星与RGB星具有相似的Na丰度和/或第二人口分数，而有些GC则没有富Na的第二人口AGB星，并且存在两个极端之间的各种情况。此外，AGB第二布居分数与GC全局参数的拟合关系表明，AGB第二布居分数与GC中心浓度有较弱的相关性，而与其他GC参数的相关性不强。目前的数据基本支持FRMS情景的预测。然而，考虑到微弱的观测和理论趋势，分散和例外的存在，第二人口AGB星的比例可以受到不止一个或两个因素的影响，甚至可能是随机性的结果。
2017-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Models of long-period variables of the globular cluster 47 Tuc
针对球状星团47 Tuc的长周期变星，通过恒星演化计算与脉动模型分析，明确其脉动红巨星不全为米拉变星，揭示米拉变星小质量导致长周期不规则振荡及外层不稳定的机制。
2025-11-12 astro-ph.SR
Hot UV-bright stars of galactic globular clusters
我们用宽视场紫外望远镜对78个球状星团的紫外亮星族进行了普查。这个星族包含了后水平分支（HB）演化的不同阶段，包括热的后渐近巨星分支（AGB）恒星和后早期AGB恒星。有迹象表明，像球状星团这样的老恒星系统产生的后（早期）AGB恒星比目前进化模型预测的要少，但观测仍然很少。我们获得了其中11个紫外选择物体的FORS 2光谱（覆盖范围为-2.3<[Fe/H]<-1.0），我们将其与之前观察到的数据一起（重新）分析。我们使用了不同金属丰度的模型大气，包括超级太阳大气。在可能的情况下，我们使用紫外分光光度法验证了我们的大气参数，并在光谱中搜索金属线。我们计算了四个金属丰度制度的演化序列，并使用它们与信息一起的HB形态的球状星团估计预期的数量后AGB星。在11颗新的明亮的紫外线亮恒星中，有7颗是后AGB或后早期AGB恒星，两颗正在远离HB演化，一颗是前景白矮星，一颗是白矮星合并。因此，光谱学显然需要识别热紫外亮恒星的演化状态。对于较热的恒星，需要富含金属的模型光谱来再现它们的光学和紫外光谱，这可能会影响热后AGB恒星对演化种群紫外光谱的通量贡献。加上已发表的关于球状星团中其他热紫外亮恒星的信息，我们发现观测到的热后AGB恒星的数量与预测值基本一致，尽管数量仍然很低。
2019-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
CNO enrichment by rotating AGB stars in globular clusters
长期以来，AGB星一直被认为是银河系球状星团中观测到的重要的星与星之间轻元素变化的原因。我们分析了第一代旋转中等质量恒星对第二代球状星团恒星化学性质的主要影响。旋转模型的计算没有磁场和内部重力波的影响。它们解释了纬向流和湍流的输送。我们计算了银河系球状星团所覆盖的金属丰度范围内的初始质量在2.5和8 Msun之间的标准和旋转恒星模型的演化。在中心氦燃烧，旋转混合运输新鲜的CO丰富的材料从核心向氢燃烧的外壳，导致初级14 N的生产。在质量大于M > 4 Msun的恒星中，对流包层在第二次疏浚期间到达这个水库，导致恒星表面和恒星风中的总C+N+O含量大幅增加。相应的污染取决于初始金属丰度。在中低金属丰度时，它与在球状星团低质量恒星中观察到的C+N+O的恒定性不一致。与给定的输入物理，我们的模型表明，大质量旋转AGB星没有塑造在低和中等金属丰度球状星团中观察到的丰度模式。另一方面，我们的非旋转模型不能预测表面C+N+O的增强，因此更适合作为球状星团化学异常的来源，显示出C+N+O的恒定性。然而，目前没有理由认为中等质量的恒星没有旋转。
2009-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the internal pollution mechanisms in the globular cluster NGC 6121 (M4): heavy-element abundances and AGB models
球状星团的轻元素含量显示出显著的变化，这表明存在着由上一代喷出物形成的第二代恒星。这些内部污染物的性质仍然是一个争论的问题：两个最流行的方案表明中等质量的AGB恒星和快速旋转的大质量恒星。一些关键元素的丰度测定可以帮助区分这些竞争者候选者。本文给出了NGC 6121中103颗红巨星分支星的Y丰度。在测量误差范围内，我们发现[Y/Fe]在该簇中是恒定的，这与最近的建议相反。对于六颗恒星的子样本，我们还发现[Rb/Fe]是恒定的，与以前的研究表明其他s-过程元素没有变化。我们还提出了一套新的恒星产率为5和6太阳质量的中等质量AGB恒星模型，包括重元素的S-过程丰度。质量损失率、混合长度参数和核反应速率的不确定性对恒星丰度有重要影响。在IM-AGB污染的情况下，集群内的重元素的恒定丰度需要在IM-AGB星的边际S-过程效率。这样的约束仍然可以满足本模型假设一个更强的质量损失率。上述不确定性限制了中等质量AGB模型的预测能力。由于这些原因，目前我们还不能清楚地排除它们作为球状星团中第二人口恒星的主要污染物的作用。
2013-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations in Asymptotic Giant Branch stars of Galactic Globular Clusters
多个恒星星族是球状星团的一个显著特征。它们的一般性质在主序星、红巨星支（RGB）星和水平支（HB）星中得到了广泛的研究，但在后来的演化阶段仍然缺乏一个共同的框架。我们研究了MP现象沿AGB序列在58 GC，观察与哈勃太空望远镜在紫外线（UV）和光学过滤器。通过使用紫外光色幅图，我们选择了每个集群的AGB成员，并确定了AGB候选人的金属增强的人口在II型GC。我们研究了AGB星的光度特性，并将它们与合成光谱分析得出的理论模型进行了比较。我们观察到以下特征：（1）AGB星的光度指数分布对轻元素和氦的变化敏感，通常比光度误差所预期的要大：（2）在大多数II型GC中，AGB星中金属增强星的比例低于RGB星; iii）1G星在15个GC中的比例大于RGB星; v）AGB/HB频率与最富氦星群的平均质量相关。这些发现代表了银河系GC的AGB中存在MP的明确证据，并表明在HB中具有较低质量的富氦恒星中有很大一部分没有演化到AGB阶段，使HB序列朝着更高的有效温度发展，正如AGB-manqué情景所预测的那样。
2021-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The "double final fate" of super-AGB stars and its possible consequences for some astrophysical issues
超级AGB星的演化可以是氧合的白矮星，也可以是电子捕获的超新星。我们讨论了这种“双重最终命运”的存在在自富集的球状星团和在核合成过程中的s-核的可能后果。
2009-02-05 astro-ph.SR
Yields of AGB and SAGB models with chemistry of low- and high-metallicity Globular Clusters
我们目前的产额从恒星的质量范围内Mo<M<8Mo的金属丰度Z=0.0003和Z=0.008，从而涵盖了低和高Z球状星团的化学。产量是基于完整的演化计算，遵循恒星从主序前到渐近巨星分支阶段的演化，直到外部包络消失。独立于金属丰度，M<3Mo的恒星主要是第三次向上疏通，因此向周围喷射富含碳和氮的气体。相反地，热底燃烧是改变质量超过3Mo的恒星表面化学的主要原因：它们的气体显示出质子捕获核合成的痕迹。热底部燃烧的程度被证明是强烈依赖于金属丰度。在本文中，我们分析了这一事实的后果。这些结果可用于理解中等质量恒星在球状星团自富集过程中所起的作用：对属于第二代不同金属丰度星团的恒星的光谱研究结果将被用作对现有产额可靠性的间接检验。质量损失和对流的治疗被确认为主要的不确定性影响的热脉冲阶段的建模的背景下获得的结果。这一点的间接证据来自与文献中其他研究的比较，基于不同的对流传输能量的效率处方，并使用不同的配方来确定质量损失率。
2013-03-15 astro-ph.SR
ALMA reveals sunburn: CO dissociation around AGB stars in the globular cluster 47 Tucanae
ALMA的观测显示，在球状星团47 Tuccenda的四颗最明亮的渐近巨星分支（AGB）恒星周围没有检测到一氧化碳。恒星演化模型和恒星计数表明，这些恒星的质量损失率应该在每年1.2-3.5 x 10^-7太阳质量之间。我们天真地认为这样的恒星在这个距离（4.5 kpc）是可以探测到的。通过模拟后AGB星和白矮星在47 Tuc的紫外辐射场，我们得出结论，CO应该是异常分离的恒星附近。我们估计，CO信封将被截断在几百个恒星半径从他们的宿主恒星和线强度约两个数量级低于我们目前的检测极限。CO包层的截断对于稠密星团中的AGB星是重要的。观测CO（3-2）和更高的跃迁，并以远离星团中心的恒星为目标，应该会导致测量这些恒星外流速度所需的探测。
2015-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lost and found: evidence of Second Generation stars along the Asymptotic Giant Branch of the globular cluster NGC 6752
计算了球状星团NGC 6752中20颗AGB星的C、N、O、Na、Mg和Al的化学丰度。所有这些元素（镁除外）都表现出内在的星与星的变化和统计学上显著的相关性，或类似于通常在拥有多个种群的球状星团红巨星中观察到的相关性。这表明，与以前的发现不同，第一代和第二代恒星都居住在NGC 6752的AGB中。与同一星团中红巨星分支星的Na丰度比较表明，第二代星（Na和He丰度较低）确实达到了AGB相。在NGC 6752的AGB中，唯一没有观测到的天体是钠离子浓度极高的恒星。这也与标准的恒星演化模型一致，表明高Na和He富集的恒星占据水平分支的最蓝部分，并且由于它们的恒星质量较低，直接演化到白矮星冷却序列，跳过AGB阶段。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of AGB pollution in Galactic globular clusters from the Mg-Al anticorrelations observed by the APOGEE survey
我们研究了球状星团（GC）中多个种群的形成，假设第二代恒星是由中等质量恒星的风形成的，在渐近巨星分支（AGB）阶段喷出，可能被原始气体稀释，共享第一代恒星相同的化学成分。为此，我们使用最近的APOGEE数据，它提供了一个大样本的巨星，属于集群，跨越了广泛的金属丰度范围的表面化学。APOGEE数据集特别适合于区分迄今提出的各种污染情景，因为它提供了Mg和Al的表面丰度，这两种元素参与了对温度极其敏感的核通道，因此对污染物的金属含量极其敏感。目前的分析表明，从大质量AGB星的观测和理论产量之间的显着协议。特别是，所观察到的扩展的镁和O的耗尽和铝的增加是很好地再现的模型和金属丰度的趋势也充分占。这项研究进一步支持了这样一种观点，即AGB恒星是集群内介质污染的关键参与者，由此在GC中形成了额外的几代恒星。
2016-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy elements in Globular Clusters: the role of AGB stars
最近对球状星团中重元素的观测揭示了与早期星系核合成的标准范式的有趣偏差。如果r-过程污染是晕星的共同特征，那么s-过程增强只在少数球状星团中发现。我们发现，质量范围在3至6 M $_\odot$的AGB星的组合污染可以解释M4和M22的s-过程过剩的大部分功能。在这些恒星中，s过程是两个不同的中子俘获核合成事件的混合。第一个是由于13 C（a，n）16 O反应，发生在脉冲间隔期间。第二个是由于22 Ne（a，n）25 Mg反应，发生在热脉冲产生的对流区。最重的元素（从Ba到Pb）的产生需要第一次中子爆发，而第二次中子爆发产生大量的轻元素（Sr，Y，Zr）。第一个主要在质量较小的AGB星中运行，而第二个在质量较大的AGB星中占主导地位。从重S/轻S的比例，我们得出的污染阶段应该持续$150\pm 50$百万年，一个足够短的时期相比，形成的时间尺度的球状星团系统，但足够长的时间来解释为什么S-过程的污染只在少数情况下观察到。除了少数例外，我们的理论预测提供了一个合理的再现所观察到的S-过程的丰度，从锶铪。然而，Ce可能是我们的模型生产不足，而Rb和Pb的生产过剩。可能的解决方案进行了讨论。
2014-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
COSMIC-LAB: Unexpected Results from High-resolution Spectra of AGB Stars in Globular Clusters
本论文旨在阐明恒星演化中研究最少的阶段之一：渐近巨星分支（AGB）。最近对银河系球状星团（GC）的研究结果表明，AGB阶段可能包含了关于母星团中奇异星（Beccari et al. 2006）和多种群（Campbell et al. 2013）演化历史的重要信息。本论文分析了由甚大望远镜（ESO）和2.2米望远镜（MPG）获得的四个银河系GC中AGB星的大样本高分辨率光谱。所获得的结果提供了一个以前未知的物理机制的证据，影响大多数AGB星的大气中的一些化学元素的中性物种：因为它，来自中性线的丰度被系统地低估，而那些从电离线测量保持不受影响。这样的行为完全对应于恒星大气中非局部热力学平衡（NLTE）条件下的预期。出于这个原因，在这项工作中，我们将其称为“NLTE效应”，但要注意的是，情况可能并非如此。事实上，目前的NLTE模型无法解释观测到的效应，这表明我们对NLTE的理解还不够，或者AGB大气中发生了一些更复杂的物理现象。在所有研究的GC中都发现了这种效应。它影响大多数（但不是全部）AGB星，在某些情况下，也影响一些RGB星。对于铁和钛线（即，提供最大数量的中性线和电离线的元素）。对检测到的现象的深入理解至关重要，因为它对正确确定GC化学和富集历史具有巨大影响（例如，它可以模拟虚假的铁扩散）。
2016-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
What Young Massive Clusters in the Magellanic Clouds teach us about Old Galactic Globular Clusters?
渐近巨星分支（AGB）的情况下，归因于多个人口在旧的银河系球状星团（GGC）的恒星形成的插曲，在气体中的大规模AGB和超级AGB的喷出物污染的第一个恒星星族。这些AGB的质量（4- 8 Msun）今天占据了麦哲伦云的年轻大质量星团（YMC），在那里快速旋转和减速在形成彩色星等图特征方面发挥了重要作用。因此，我们必须重新考虑这些质量的旋转演化是否会影响产额，以及由此产生的丰度是否与GGC中观察到的化学模式相容。我们显示的差分分析的第一个结果，通过计算热的底部燃烧的演变与增加的HOC-Na丰度在2DU的非旋转模型，MESA旋转模型的结果。
2019-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially resolving the AGB star V3 in the metal-poor globular cluster 47 Tuc with VLTI/GRAVITY
本研究利用VLTI/GRAVITY首次空间分辨贫金属球状星团47 Tuc中的AGB星V3，通过观测与建模分析其尘埃壳特征，为研究AGB星质量损失的金属丰度依赖性提供了新观测途径。
2024-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Loss Rates of Li-rich AGB/RGB Stars
一个样本的AGB/RGB星与过剩的锂丰度被认为是为了估计其质量损失率。我们的方法是基于锂丰度和恒星光度之间的相关性，使用修改版本的赖默斯公式。我们采用了一个校准的基础上的经验相关的质量损失率和一些恒星参数。我们的结论是，大多数富锂星有较低的质量损失率相比，大多数的AGB/RGB星，这表明没有证据的锂增强，使锂富集过程显然是不相关的质量损失率增加。
2018-05-14 astro-ph.SR
Lithium abundances as a tracer of AGB stars pollution in the globular cluster NGC 6752
本文对贫金属球状星团NGC 6752中从转折到低红巨星分支的217颗恒星进行了化学丰度分析。铝和锂的丰度是通过光谱合成得到的，应用于火焰收集的光谱，在GIRAFFE和UVES模式。这项工作的目的是深入了解污染物（S）的性质负责的丰度变化和C-N，Na-O，Al-Mg的反相关与多重人口现象。我们在未演化恒星中发现了A（Li）=2.33 $\pm$ 0.06 dex的平台，在红巨星分支的底部，平均Li含量持续下降到$\sim$ 1.25 dex。正如在经典的反相关情景中所预期的那样，我们发现了Al含量低、Li含量高的恒星，以及Al含量高、Li含量低的恒星。然而，除此之外，我们还发现了富铝的证据，第二代恒星具有高Li含量。这一发现表明需要锂生产，已知发生在中等质量（$\sim$ 4- 8 M $_{sun}$）AGB星通过卡梅隆-福勒机制。值得注意的是，富铝星中观测到的Li丰度从未超过贫铝星。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and Sodium Abundances in M13 (NGC 6205) Giants: Linking Globular Cluster Formation Scenarios, Deep Mixing, and Post-RGB Evolution
我们目前的O，Na和Fe的丰度，以及径向速度，为113红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的球状星团M13。丰度和速度是基于WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，观测范围从水平分支（HB）到RGB尖端。研究结果的背景下，最近的球状星团的形成方案。我们发现，M13具有许多关键特征，表明其形成和化学富集是由当前模型很好地描述。其中一些观测结果包括：贫氧星的中心浓度，[O/Fe]随光度增加而显著降低（但[Na/Fe]略有增加），主要影响“极端”的人口，一小部分恒星具有类似晕的成分，以及缺乏贫氧AGB星。与最近的工作一致，我们得出结论，最贫氧的M13巨星可能是He丰富的，大多数（所有？）O-贫RGB星演化成为极端HB和AGB-manqué星。相比之下，“原始”和“中间”人口恒星似乎经历了标准的HB和AGB演化。
2012-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster formation with multiple stellar populations: self-enrichment in fractal massive molecular clouds
内部化学丰度分布是银河系中球状星团的基本性质之一。为了了解这样的丰度蔓延的起源，我们用我们新的流体动力学模拟的超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的形成和反馈效应的分形结构的大规模分子云（MCs）的GC形成进行了数值研究。我们特别研究了恒星形成的气体化学污染的SNe和AGB星内的MCs具有不同的初始条件和环境。主要结果如下。多代星的GC可能是由分形MC高密度区发展而来的等级星团复合体合并而成的。SNe星和AGB星的反馈效应可以控制MCs原始气体和AGB星喷出气体形成恒星的效率。模拟的GC在中央3 pc内具有氦丰度的径向梯度。对于一个标准的初始恒星质量函数（IMF），原始MC质量需要达到10^7 Msun，这样由AGB喷出物形成的恒星的最终质量就可以达到10^5 Msun。由于AGB喷出物的恒星形成时间相当长（10^8年），因此它们的形成可以被恒星本身的SNe强烈抑制。这一结果意味着，所谓的质量预算问题是更严重的比以往任何时候都认为在GC形成的自富集的情况下。因此，第二代恒星的IMF应该是“顶光”。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust formation around AGB and SAGB stars: a trend with metallicity?
我们计算了金属丰度Z=0.008的AGB和SAGB星周围形成的尘埃，通过遵循质量范围为1 M <M<8 M的模型在热脉冲阶段的演变，并假设尘埃是通过从恒星表面各向同性膨胀的风中的分子凝结形成的。我们发现，由于强烈的热底部燃烧（HBB）的经验，高质量的模型产生硅酸盐，而较低质量的对象被预测为碳质颗粒包围;两个制度之间的过渡发生在3.5 M的阈值质量。这些发现与以前的研究结果一致，Z=0.001。然而，在目前较高金属丰度的情况下，较大质量恒星中硅酸盐的产生在整个AGB阶段都在继续，因为所经历的HBB在Z=0.008处比在Z=0.001处更软，因此包层中的氧对于水分子的形成至关重要，永远不会被完全消耗。由于硅的丰度较高和六溴代二苯较软，对于一定质量的六溴代二苯，形成的粉尘总量随着金属量的增加而增加，这两个因素都有利于硅酸盐的产生率较高。这种行为在低质量恒星中没有发现，因为恒星表面层的碳富集，由于重复的第三次疏浚事件，几乎与金属丰度无关。关于中等质量恒星的宇宙尘埃富集，我们发现Z=0.008时的宇宙产额比Z=0.001时大5倍。在较低金属量的情况下，碳尘在大约3亿年后占主导地位，但在Z=0.008时，尘埃质量一直由硅酸盐占主导地位，在大约4亿年后迅速富集，与质量M =7.5 - 8 M的恒星的演化有关。
2012-05-28 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - III. Nucleosynthesis in metal-poor and very metal-poor stars - Z=0.001 and 0.0001
我们提出了一个新的网格的恒星模型和核合成产额的超AGB恒星的金属丰度Z=0.001和0.0001，适用于银河系内的化学演化模型。与更多富含金属的恒星相反，在这些低金属度模型中，热底部燃烧是表面成分的主要驱动力，第三次挖掘和腐蚀性第二次挖掘的效果也对产量产生了强烈的影响。这些贫金属和非常贫金属的超级AGB恒星产生大量的He 4，C13和N14，以及重镁同位素Mg 25和Mg 26。在金属丰度Z约为0.001时，产率趋势发生转变，低于此值时，我们发现C12、O 16、N15、Al 27和Si 28的产率为正，但对于较高的金属丰度，情况并非如此。我们探讨了来自于超级AGB星的风处方的大的不确定性，发现Ne 22，Na 23，Mg 24，25，26，Al 27和我们的s-过程代理同位素g的产额大约有2个数量级的差异。我们发现，包含可变成分的低温分子不透明度是唯一关键的超级AGB星的金属丰度低于Z约0.001。我们分析我们的结果，在文献中，解决这个问题：超级AGB星的污染负责极端人口的球状星团NGC 2808？我们的结果，以及以前的研究，似乎不能令人满意地匹配的极端人口在这个球状星团。
2014-03-20 astro-ph.SR
Self-enrichment in Globular Clusters: the extreme He-rich population of NGC 2808
在银河系球状星团（GC）中发现第一个多种群后的近几十年里，关于它们形成的争论仍然非常流行，NGC 2808仍然是测试它们起源和演化的最佳基准之一。在这项工作中，我们专注于化学成分的恒星属于极端氦丰富的人口居住的恒星最极端的丰度镁，铝，钠，O和硅。我们检查了最近的措施是否与$6.5-8~M_{\odot}$的恒星的AGB收益率一致。这些恒星在40-60百万年的时间尺度上演化，并喷射出强烈富含氦的物质，这是由于在核心氦燃烧阶段之后，表面对流区深入到CNO核合成所触及的区域。由于大质量恒星的AGB相的最大未知数是质量损失，我们提出了一种新的方法，考虑到辐射压力对尘埃粒子的影响。我们表明，这种更现实的描述是能够重现观察到的镁，铝，钠和硅在这些极端的恒星丰度。氧丰度的大范围扩散是通过在RGB阶段调用深度混合来解释的。一旦获得NGC 2808主序星的氧测量结果，就有可能检验这一工作假设。
2018-07-02 astro-ph.SR
Clear evidence for the presence of second-generation asymptotic giant branch stars in metal-poor Galactic globular clusters
已知银河系球状星团（GC）拥有多个恒星星族：第一代具有典型的晕场星化学模式，第二代（SG）富含Na和Al，贫含O和Mg。这两代恒星都处于不同的进化阶段（例如，主序星断层、次巨星分支和红巨星分支）。在几个贫金属（[Fe/H] < -1）的GC中没有检测到SG渐近巨星分支（AGB）星，这表明并非所有的SG星都上升到AGB相，并且失败的AGB星在贫金属GC中可能很常见。这一观测结果对于恒星演化和GC形成/演化理论来说是一个严重的问题。我们在4个贫金属星系（M13，M5，M3和M2）中发现了14颗SG-AGB星，它们具有不同的观测性质：水平支（HB）形态、金属丰度和年龄。通过结合APOGEE巡天获得的H波段Al丰度和地基光学光度测量，我们在这四个GC中识别出SG富Al AGB星，并表明富Al RGB/AGB GC星应该是富Na的。我们的观测结果为目前的标准恒星模型提供了强有力的支持，即，不包括一个强大的质量损失效率，低质量HB星。事实上，目前的经验证据是一致的FG和SG星的预测分布在氦燃烧阶段的基础上，这些标准的恒星模型。
2015-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing O-enrichment in C-rich dust planetary nebulae
行星状星云（PNe）中O的丰度历来被用作它们起源的星际介质（ISM）的金属丰度指标;例如，它已被广泛用于研究银河系内外的金属丰度梯度。然而，明确的观测证据O自我富集在低金属量银河系PNE与富C尘埃最近已被报道。在这里，我们报告的渐近巨分支（AGB）核合成预测的丰度的CNO元素和氦的金属丰度范围Zsun/4 < Z <2 Zsun。我们的AGB模型，从所有的对流边界的扩散过冲，预测O是过度生产的低Z低质量（~1-3 Msun）AGB星和很好地再现最近的O过剩观察到的富C尘埃PNe。这证实了O并不总是原始ISM金属丰度的良好代表，而应使用其他化学元素，如Cl或Ar。因此，在银河演化模型中应该考虑低质量恒星产生氧气的情况。
2016-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Super and Massive AGB Stars: II - Nucleosynthesis and Yields - Z=0.02, 0.008 and 0.004
我们已经计算了详细的演化和核合成模型的超大质量AGB恒星的质量范围为6.5-9.0 Msun在0.5 Msun的划分与金属丰度Z=0.02，0.008和0.004。这些计算，我们发现第三次挖掘和热底部燃烧，填补了现有的低和中等质量的AGB恒星模型和高质量的恒星模型，成为超新星之间的差距。对于所考虑的金属丰度，产量的组成在很大程度上是由热动力条件在对流信封的基础上，而不是由第三次疏浚所产生的污染。我们调查的各种不确定性的影响，有关的质量损失率，混合长度参数，和治疗后的信封不稳定性，发展接近年底的（超级）AGB阶段的演变。改变这些参数会改变产率，主要是因为它们会影响第三次疏浚富集的数量，并在较小程度上影响热的底部燃烧条件。我们的模型产生了大量的He 4，Li 7（取决于质量损失公式）C13，N14，O 17，Na 23，Mg 25，以及放射性同位素Al 26与以前的调查一致。此外，我们的研究结果表明，丰富的Ne 22，Mg 26和Fe 60，以及我们的代理中子捕获物种的大幅增加，代表所有物种比铁重。这些恒星可能对银河系中较重的Mg同位素N14、Li 7和Al 27的库存做出了重要贡献。
2013-10-09 astro-ph.SR
Massive binaries and the enrichment of the interstellar medium in globular clusters
在球状星团中观察到的异常现象表明，氢燃烧产生的物质污染了环境。有两个主要的来源：渐近巨星分支星和大质量恒星在分裂极限附近旋转。我们讨论了潜在的大规模二进制作为一个有趣的替代来源的处理材料。我们讨论了相互作用的双星质量脱落的观测证据。与大质量恒星的快速辐射驱动风相反，这种物质通常以低速喷射。我们预计它会留在球状星团的势阱中，并成为第二代恒星形成或污染的可能。我们估计，处理后的低速物质的量，可以喷出的大质量的二进制文件是大于贡献的两个先前提出的来源相结合。
2009-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Confirmation of Two Luminous Post-AGB Stars in the Globular Cluster M19
球状星团（GC）中视觉上最亮的恒星是那些从渐近巨星分支（AGB）演化出来并穿过光谱类型F和A的恒星--"黄色"后AGB（yPAGB）恒星。yPAGB星是测量河外星系距离的潜在优秀的“星族II”标准烛光。最近一次对银河系GC系统的巡天，使用uBVI测光来识别具有大的巴耳末不连续性的低表面重力恒星，在GC M19（NGC 6273）中发现了一颗候选的明亮yPAGB恒星，命名为ZNG 4。同一次调查还发现了一颗明亮、较热的蓝色PAGB候选星ZNG 2，位于白矮星冷却序列的顶部附近。在最近的盖亚早期数据发布3中，两个PAGB候选者都有自行和松弛，与星系团成员一致，但它们仍然缺乏光谱验证。在这里，我们呈现了这两颗恒星的中等分辨率光谱，确认它们是极有可能是星团成员的低重力物体。通过与合成光谱库的比较，我们对恒星的大气参数进行了近似估计。我们发现yPAGB星ZNG 4的有效温度Teff~6500 K，表面重力log g~1，金属丰度[Fe/H]~-1.5，与主星团相似。蓝色PAGB星ZNG 2的Teff约为18000 K，log g~3，金属丰度明显较低，在[Fe/H]~-2.0~-2.5之间。这两颗恒星都很明亮（V分别为12.5和13.3）。我们敦促高色散光谱后续行动，以确定详细的大气参数和化学成分，并监测径向速度。
2022-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The s-Process Enrichment of the Globular Clusters M4 and M22
本文研究了球状星团M4（NGC 6121）和M22（NGC 6656）中慢中子俘获过程（$s$ -过程）产生的元素富集。M4中的恒星具有均匀的Fe和中子捕获元素丰度，但相对于其他具有类似金属丰度的星团，整个星团中的$s$过程元素（Sr，Y，Ba，Pb）含量更高。在M22中，两个恒星群表现出不同的Fe和$s$过程元素丰度。通过从$s$富星中减去$s$贫星的平均丰度，我们得到了M4和M22的$s$过程残差或经验$s$过程分布。我们发现M22中的$s$过程分布比M4更倾向于重$s$峰（Ba，La，Ce）和Pb，而M4主要富集轻$s$峰元素（Sr，Y，Zr）。我们构建简单的化学演化模型，包括旋转，这大大增加了$s$过程中的生产在低金属丰度的大质量恒星模型的产量。我们表明，我们的大质量恒星模型的旋转速率高达50\%的临界（分裂）速度和变化的首选$^{17}$ O（$α$，$γ$）$^{21}$ Ne率产生不足的重$s$ -元素和Pb匹配的经验分布。对于模型，将AGB产量，我们发现，中等质量的产量（与$^{22}$ Ne中子源）单独不再现轻到重的$s$ -元素的比例为M4和M22，并与$^{13}$ C口袋模型的一个小的贡献是必需的。与我们的假设，$^{13}$ C口袋形式的初始质量低于3.0和3.5 M之间的过渡范围$_\odot$，我们匹配的轻到重的S-元素的比例在S-过程残留的M22和预…
2014-09-03 astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages. IV. evidence of helium enrichments in four Magellanic globular clusters
本研究利用哈勃望远镜深度测光分析四个大麦哲伦云球状星团的主序展宽，发现星族存在显著氦富集，富氦恒星占比40%到80%以上，结果可能为受拥挤效应影响的上限值。
2025-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Why Galaxies Care about AGB Stars: Setting the Stage
在介绍第三届维也纳大会的AGB恒星时，我首先试图强调为什么AGB进化阶段如此难以应付。这一阶段实际上是由三个主要的物理过程占主导地位的物质内部/周围的恒星，即包层对流，混合和质量损失的整体运动。它们在一系列反应和反反应的循环中相互交织，密不可分，迄今为止，这破坏了我们校准这些进程的努力。本介绍的第二部分重点介绍球状星团，说明它们是如何成为AGB演化的{ \it新前沿}以及了解它的新机会。
2014-12-19 astro-ph.SR
A comparative study of two 47 Tuc giant stars with different s-process enrichment
在这里，我们的目标是了解47 Tuc的La丰富的明星李4710的起源。我们报告的O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Co，Ni，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd和Eu的丰度，并提出了一个详细的丰度分析的两个47 Tuc恒星具有相似的恒星参数，但不同的慢中子捕获（S-）过程富集。恒星Lee 4710在这个星团中具有最高的已知La丰度比（[La/Fe] = 1.14），而恒星Lee 4626已知具有正常的s过程丰度（例如，[Ba/Eu] $<0$）。恒星Lee 4710中Z为$\gtrsim$ 56的元素的核合成模式与$1.3M_{\odot}$渐近巨星分支（AGB）恒星的预测结果一致。因此，Lee 4710可能是通过质量更大的AGB伴星的质量转移而富集的，这与它远离这个相对富含金属的（[Fe/H] $\sim-0.7$）球状星团中心的位置是一致的。进一步的分析比较李4710的丰度模式与文献中的数据显示，9个$\sim200$ 47 Tuc星先前研究显示出强烈的s-过程增强，指向更大质量的AGB星以后的富集。
2015-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of A--F type post-AGB candidates
对9颗后AGB候选星的样本进行了丰度分析，其中8颗以前从未被探索过。我们在其中发现了HD 105262、HD 53300和CpD $-62^o5428$等四个非常有希望的天体。我们发现强有力的证据，尘埃气体分离，通过选择性耗尽的折射元素在HD 105262。在HD 53300、CpD $-62^o5428$和HD 114855中也观察到了同样的效应，尽管后两颗恒星的丰度特性相对较小。我们发现HD 725，HD 842，HD 1457，HD 9233和HD 61227的氮强烈富集，但没有进一步的证据支持它们的后AGB性质。我们比较了观测到的这些恒星的[N/C]比的演化模型，其中包括旋转诱导混合的预测。
2010-03-22 astro-ph.SR
Production of Lithium and Heavy Elements in AGB Stars Experiencing PIEs
本文研究了经历质子摄入事件的AGB恒星中锂和超铁元素的核合成，发现所有模型均产生锂且伴随$^{13}$C富集，揭示了其与J型碳星的潜在联系，并提供了低金属丰度下重元素产量及电子俘获率拟合公式。
2024-10-16 astro-ph.SR
Mass Outflow and Chromospheric Activity of Red Giant Stars in Globular Clusters II. M13 and M92
利用MMT望远镜Hectochelle获得了球状星团M13中123颗红巨星和M92中64颗红巨星的高分辨光谱。发射和线的不对称性在Halpha，钙钾被确定，在扩展的大气中的运动特征，并寻求差异归因于这些集群和M15的金属丰度。在红巨星分支中，H α辐射一般出现在T_eff < 4500 K和log L/L_sun > 2.75的恒星中。有辐射的较暗的恒星是渐近巨星分支星（AGB）或双星。H α的线平分线表明，在所有的星团中，亮度大于log L/L_sun ~ 2.5的恒星都开始色球膨胀，并且这种外流速度随着恒星亮度的增加而增加。然而，在富含金属的M13中，温度最低的巨星在H α中的流出量大大减少，这很可能是由于T_eff的降低和大气结构的变化。在相同的光度和色球中的信号加速流出时，Ca K_3流出速度比H α所显示的要大。在AGB上清晰可见的恒星显示出Halalpha的色球外流速度比RGB天体快。虽然RGB上的H α速度对于所有金属丰度都是相似的，但贫金属的M15和M92中的AGB星比富金属的M13中的流出速度更高。这些色球线的配置文件在配对的金属贫乏的集群，M15和M92的比较显示出显着的相似性，在存在的排放和动力学签名，并没有揭示的“第二参数”的效果的来源。
2009-02-19 astro-ph.SR
Formation of globular clusters with multiple stellar populations from massive gas clumps in high-z gas-rich dwarf galaxies
对于具有多个恒星星族的球状星团（GC）的形成，目前最受欢迎的方案之一是，最初的大质量恒星系统形成（“第一代”，FG），随后产生气态喷出物，这些喷出物转化为第二代恒星（SG），形成GC。我们调查，第一次，FG和SG星的顺序形成过程中的恒星形成的大质量气体团在富含气体的矮盘星系。我们采用一种新的方法来解决矮星系流体动力学模拟中GCs形成的两阶段问题，即当新恒星进入渐近巨星分支（AGB）阶段时，在每个新恒星粒子周围产生质量远小于母恒星粒子的新气体粒子.此外，对AGB气体粒子采用了更细的最大时间步长（<10^5 yr）和更小的软化长度（<2 pc），以更好地解决AGB星的气体喷射和AGB反馈效应。因此，次级恒星的形成从AGB喷出物可以适当地研究在星系尺度的模拟。FG恒星系统可以首先从一个巨大的气体团形成，由于其宿主富含气体的矮星系内的引力不稳定性。最初FG恒星系统不是一个单一的大质量星团，而是由几个总质量大于10^6 Msun的不规则恒星团（或丝状体）组成。当FG系统动态松弛时，来自AGB星的气态喷出物可以被FG系统引力捕获，随后转化为新的恒星，在FG系统内形成紧凑的SG恒星系统。有趣的是，大约40%的AGB喷出物来自不属于FG系统的恒星（“外部气体吸积”）。SG恒星系统的质量-密度关系可以近似为rho_SG ~ M_SG ^[1.5]。
2018-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ejection of globular cluster interstellar media through ionization by white dwarfs
来自白矮星的紫外辐射可以有效地清除银河系球状星团的团内介质。这解决了集群中缺少ICM的问题，否则期望建立容易观察的量。为了证明这一点，我们重新创建47 Tuc的电离通量，通过它们的AGB，后AGB和白矮星演化随机产生的恒星。每颗白矮星都可以吸收恒星风注入星团的所有物质，持续约300万年的演化：在任何一点上都存在约40颗这样的白矮星。每个GC的ICM都应电离。M15中的中性云应该是由暂时的高密度造成的。一个压力支持的ICM将在星团的潮汐半径范围内膨胀，在那里它将被截断，从而允许牛仔裤逃脱。模拟的金斯质量损失率近似于恒星总的质量损失率，可以有效地清除ICM。任何星系团的ICM质量应该等于其恒星在星系团核心和潮汐半径之间的声音传播时间内注入的质量。我们预测ICM在47 Tuc内的太阳质量约为11.3，清除超过400万年，而动力学时间尺度为430万年。我们提出了一个新的质量等级，讨论了球状星团矮星系之间的过渡。
2014-10-20 astro-ph.SR
Effects of Helium Enrichment in Globular Clusters I.Theoretical Plane with PGPUC stellar evolution code
近年来，对球状星团（GC）CMD的研究表明，其中一些星系中存在多个不同化学成分和年龄的星族。在第一种情况下，最常见的候选者是初始氦丰度的扩散，但这个数量很难通过光谱确定，因为氦吸收线在较冷的恒星中不存在，而对于较热的GC恒星，氦的引力沉降变得很重要。因此，间接的方法来确定种群之间的初始Y是必要的。出于这个原因，在这一系列的论文中，我们研究了Y富集在覆盖GC金属丰度范围的群体中的影响。在这第一篇论文中，我们提出了理论的演化轨道，等时线，和ZAHB轨迹计算的克莱顿-戈达德-PUC（PGPUC）恒星演化代码，这已经更新了最新的输入物理和与其他理论数据库相比。化学成分网格覆盖了9个Z，范围从Z=1.60x10^-4到1.57x10^-2，7个Y，范围从Y=0.230到0.370，α元素增强值[α/Fe]=0.3。在等时线中可以观察到的不同氦丰度的影响是：MS中的分裂，关闭点的L和Teff的差异，SGB中的分裂对于较低年龄或较高金属丰度更突出，较低红巨星分支中的分裂对于较高年龄或较高金属丰度更突出，RGB凸起的L的差异（Teff有小的变化），以及RGB尖端处的L的差异。在ZAHB，当Y增加时，低Teff的L增加，这取决于所研究的GC的年龄而受到不同程度的影响。最后，ZAHB形态分布取决于年龄解释了如何为更高的GC金属丰度的人口具有更高的氦丰度可以隐藏在红色ZAHB位点。
2012-08-25 astro-ph.SR
Surprising Metallicity of a Newly Discovered M79 Post-AGB Star
利用高分辨率（R= 35，000）CCD光谱，首次对球状星团M79中一颗新发现的post-AGB星进行了详细的化学成分分析。M79 Post-AGB星的元素丰度结果为：[C/Fe]=-0.7，[O/Fe]=+1.4，[α-过程/Fe]=0.5，[s-过程/Fe]=-0.1。令人惊讶的结果是，这颗恒星的铁丰度显然比该星团的红巨星低约0.6德克斯，这是包括Carretta及其同事最近的高分辨率光谱分析在内的已发表研究报告所报告的。
2009-10-29 astro-ph.SR
