Gaseous Mean Opacities for Giant Planet and Ultracool Dwarf Atmospheres over a Range of Metallicities and Temperatures
我们提出了新的计算Rosseland和普朗克气体平均不透明度有关的大气中的巨行星和超冷矮星。这种计算被用于模拟这些物体的大气、内部、形成和演化。我们的计算是对Freedman等人（2008）提出的计算的扩展，包括较低的压力，更精细的温度分辨率，以及与巨行星大气最相关的更高的金属丰度。计算范围从1微巴到300巴，从75 K到4000 K，在一个近似正方形的网格中。计算了金属丰度从太阳丰度到50倍太阳丰度的不透明度。我们还提供了一个分析适合的Rosseland平均不透明度在网格中的压力，温度和金属丰度。除了计算平均不透明度在这些地方的温度，我们还计算他们的加权函数高达7000 K，模拟平均不透明度的入射恒星强度，而不是本地热发射强度。化学平衡计算考虑了凝聚物在引力场中的沉降，适用于无云的巨行星和超冷矮行星大气，但不适用于星周盘。我们提供广泛的不透明度表供公众使用。
2021-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
FeI lines in 0.91-1.33 ${\rm μ}$m spectra of red giants for measuring the microturbulence and metallicities
对于恒星化学丰度的详细分析，主要使用光学中的高分辨率光谱，而近红外光谱仪的发展开辟了新的波长窗口。红巨星在可见光和近红外波段都有大量可分辨的吸收线，但不同波段的吸收线特征不一定相同。我们在$z^{\prime}$、$Y$和$J$谱带（0.91-1.33 $μ$ m）中选择了FeI谱线。根据维也纳原子谱线数据库（VALD）和Meléndez & Barbuy在1999年出版的目录（MB 99），我们选择了足够强的没有严重混合的谱线，并编制了总共107条FeI谱线的列表（分别来自VALD和MB 99的97和75条谱线）。结合我们的列表与高分辨率（$λ/Δλ= 28,000$）和高信噪比（$>500$）光谱与近红外光谱仪，WINERED，我们提出的铁丰度的两个原型红巨星：大角星和$μ$狮子座的测量。给出了确定微湍流和丰度及其误差的自助法。当我们使用来自MB 99的线而不是来自VALD的线时，来自单个FeI线的$\logε_{\rm Fe}$值的标准偏差显著更小。利用MB 99表，我们得到了大角星的$ξ=1.20\pm0.11\ {\rm km~s^{-1}}$和$\logε_{\rm Fe}=7.01\pm0.05$ dex，以及$μ$ Leo的$ξ=1.54\pm0.17\ {\rm km~s^{-1}}$和$\logε_{\rm Fe}=7.73\pm0.07$ dex。这些最终的值…
2019-03-06 astro-ph.SR
Lithium abundances in red giants of M4: evidence for asymptotic giant branch star pollution in globular clusters?
在球状星团（GC）巨人的Li和质子捕获元素丰度的测定，使我们能够限制在GC中的多个人口情景的几个关键问题，从形成和早期演化，污染和稀释机制。在这封信中，我们提出了我们的结果，对大样本的巨人在中间金属丰度GC NGC 6121（M4），其中钠和O已经确定了马里诺等人。分析的恒星都低于和高于红巨星分支凸点光度。我们发现第一代和第二代恒星具有相同的Li含量，这表明Li生产一定发生过。这是一个强有力的观测证据，支持渐近巨星分支星是GC污染者的假设。
2010-05-26 astro-ph.SR
Investigating the Consistency of Stellar Evolution Models with Globular Cluster Observations via the Red Giant Branch Bump
合成RGBB星等是由最新的理论恒星演化模型生成的，该模型是用达特茅斯恒星演化计划（DSEP）代码计算的。它们与Nataf等人的观测工作进行了比较，他们给出了72个球状星团的RGBB星等。使用具有增强的$α$捕获[ $α$ /Fe] $ =+0.4$的化学成分和13 Gyr的年龄的DSEP模型显示，在从[Fe/H] = $0$到[Fe/H] $\approx-1.5$的金属丰度范围内，与观察结果一致，在较低的金属丰度下出现差异。
2015-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Correlation Between the Eclipse Depths of Kepler Gas Giant Candidates and the Metallicities of their Parent Stars
先前对凌日系外行星内部结构的研究表明，气体巨星的重元素含量随着主恒星金属丰度的增加而增加。由于贫金属行星的密度较低，半径也比相同质量的富金属行星大，人们可能会认为贫金属恒星比富金属恒星拥有更高比例的大半径气体巨星。在这里，我提出的证据，在2.3西格玛的水平之间的负相关性的日食深度和恒星金属丰度的开普勒气体巨星候选人。根据肯德尔的τ统计，日食深度取决于恒星金属丰度的概率为0.981。这种相关性与围绕低金属量恒星运行的行星平均比围绕富含金属的恒星运行的行星要大。此外，由于富金属恒星的半径比相同质量和年龄的贫金属恒星小，因此均匀的行星种群应该显示出随着[M/H]而增加的中位食深。事实上，我发现相反的趋势表明，巨大的气体内部结构的实质性变化必须伴随着增加[M/H]。我调查是否已知的低质量恒星的巨大行星的稀缺性可以伪装成日食深度金属丰度的相关性，考虑到开普勒输入目录中的冷恒星的金属丰度和温度之间的简并。虽然eclise深度-金属丰度相关性还没有坚实的统计基础，需要光谱[Fe/H]测量进行验证，但它是一个有趣的窗口，可以了解行星的内部结构，甚至行星形成机制可能会随着银河系化学演化而变化。
2012-04-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicities of 20 Million Giant Stars Based on Gaia XP spectra
本文提出不确定性感知代价敏感神经网络 UA-CSNet，利用 Gaia XP 低分辨率光谱为约 2000 万颗巨星提供高精度金属丰度估计，尤其改善极贫金属星测量，并公开发布星表。
2025-05-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Radial velocities and metallicities of red giant stars in the old open cluster NGC 7762
我们提出并讨论了径向速度和第一次测量的金属丰度为9个演变的恒星在鲜为人知的老疏散星团NGC 7762。我们分离出八个径向速度星系团成员和一个闯入者。径向速度与以前的研究结果一致。NGC 7762的金属丰度在不确定度范围内（[Fe/H]=0.04 $\pm$ 0.12）。对于这个金属丰度来说，星团的年龄是2.5 $\pm$ 0.2 Gyr，并且落在一个只有几个老的疏散星团已知的年龄范围内。相对于以前的研究，我们发现一个更大的距离，这意味着集群位于900 $^{+70}_{-50}$ pc从太阳。对于大多数元素，我们测量太阳尺度的丰度比。我们在文献中搜索了太阳附近类似年龄的疏散星团，发现NGC 7762可以被认为是鲁普雷希特147的孪生兄弟，鲁普雷希特147是一个类似年龄的星团，距离太阳只有300 pc。事实上，除了年龄，金属丰度和丰度比也非常接近Ruprecht 147值的观测不确定性。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. III. Abundances and Velocities for a Sample of 14 Clusters
用甚大望远镜FORS 2观测了15个小麦哲伦云（SMC）星系团中Ca Ⅱ线区域的红巨星光谱。我们确定的平均金属丰度和径向速度的平均误差为0.05德克斯和2.6公里/秒，分别从平均6.5个成员每个集群。一个集群（B113）太年轻，无法进行可靠的金属丰度测定，因此从样品中排除。我们将这里研究的样品与我们以前使用相同技术研究的15个集群相结合，并与其他作者确定的金属丰度在与我们相似的尺度上的7个集群相结合。这36个集群的汇编是最大的SMC集群样本目前可用的准确和均匀确定的金属丰度。我们发现，金属丰度分布是双峰的可能性很高，在-1.1和-0.8 dex处具有潜在的峰值。我们的数据显示，SMC星团中没有金属丰度梯度的强有力证据，这与Dobbie et al.（2014）最近从大样本场星的CaT光谱中获得的证据有些不一致。这可能揭示了星团和场星化学历史的可能差异。我们的星系团显示出金属丰度的显著分散，无论年龄如何，这可能反映了这个星系缺乏独特的AMR。目前文献中的化学演化模型都不能令人满意地代表SMC团簇的全局化学富集过程。
2015-03-10 astro-ph.SR
Adiabatic mass loss in binary stars. III. From the base of the red giant branch to the tip of asymptotic giant branch
密近双星演化的显著特征是组成星之间的质量交换所起的作用。质量传递是否是动态稳定的是二元体系演化的基本问题之一。在极快质量转移的极限下，相互作用双星中施主星的响应渐近地变为绝热膨胀。我们使用绝热质量损失模型，系统地调查的阈值动态时间尺度的质量转移在整个跨度可能的施主星演化状态。我们还模拟了等熵包络的质量损失过程，其中的比熵是固定的对流包络的底部，人工模拟这种质量损失在超绝热表面对流区域，绝热近似失败的效果。我们说明了一般的绝热响应的3.2 Msun施主星在不同的演化阶段。我们将我们的研究扩展到具有不同质量（Z = 0.02，从0.1到100 Msun）和处于不同演化阶段的施主星网格。我们着手提出我们的标准，动态不稳定的质量传递在表格和图形形式。对于红巨星分支和渐近巨星分支的施主，如果施主恒星的外拉格朗日半径过满，它们可能有足够深的对流包层，在热时标上演化成共同的包层。我们的研究结果表明，红巨星分支和渐近巨星分支恒星往往比以前认为的更稳定，这可能有助于解释观测到的轨道周期约为1000天的后AGB双星的丰度。
2020-07-20 astro-ph.SR
The red giant branch phase transition: Implications for the RGB luminosity function bump and detections of Li-rich red clump stars
详细研究了不同金属丰度的氦点燃阶段的光度和红巨星分支相变过程中红巨星分支凸点光度的演化。为了这个目的，我们计算了一个网格的恒星模型，采样的质量范围内的过渡与一个精细的质量步骤等于${\rm 0.01M_\odot}$。我们发现，对于一个初始化学成分给定的恒星星族，存在一个临界年龄（1.1-1.2~Gyr），在这个年龄附近，年龄的减少仅为2000 - 3000万年，就会导致红巨星分支尖端亮度的急剧下降。我们还发现一个狭窄的年龄范围（几$10^7$ yr）周围的过渡，其特征是亮度的红巨星分支凸点比亮度的He点火。我们讨论了这种情况下，丰富的锂核心氦燃烧恒星的观测之间可能存在的联系。
2015-10-27 astro-ph.SR
On the magnitude difference between the main sequence turn off and the red giant branch bump in Galactic globular clusters
我们提出了新的测量的幅度的主要序列关闭和红巨星分支颠簸的亮度函数的样本的银河系球状星团与更新的估计[Fe/H]和[ $α$ /Fe]，采用测光数据收集的高级相机上的调查HST。我们比较测量和预测值之间的大小差异，这两个功能，很少采用诊断的内部结构的低质量恒星在红巨星演化的开始。我们的分析揭示了理论和观测之间的明显差异，理论红巨星分支隆起的星等过于明亮，平均值为$\sim0.2$ ~ ma。这证实了更广泛研究的水平分支和红巨星隆起之间的星等差异的结果，避免了与从彩色星等图确定水平分支水平相关的众所周知的问题，以及水平分支恒星模型光度的不确定性。我们简要地讨论了这种差异的几个潜在的解决方案。
2010-12-02 astro-ph.SR
Temperatures and metallicities of M giants in the galactic Bulge from low-resolution K-band spectra
随着现有的和即将到来的大型多光纤低分辨率光谱仪，出现的问题是如何精确的恒星参数，如Teff和[Fe/H]可以从低分辨率K波段光谱相对于传统的光度温度测量。到目前为止，大多数星系膨胀研究的有效温度直接来自测光技术。在星际红化和假设的消光定律中不一致会导致大的系统误差。我们的目标是获得和校准Teff和$\rm ^{12}CO$第一泛频带的M巨星在银河系隆起覆盖了广泛的金属丰度之间的关系。我们使用20 M巨星的低分辨率光谱，并从测光测量中充分研究了温度范围为3200 <Teff <4500 K和金属量范围为0.5 dex到-1.2 dex的参数，并研究了Teff和[Fe/H]对光谱指数的影响。我们发现Teff与色散为95 K的$\rm ^{12}CO(2-0)$带以及色散为120 K的$\rm ^{12}CO(3-1)$带之间存在紧密的关系。我们没有发现这些关系的恒星的金属丰度的任何依赖，使他们的关系有吸引力的星系膨胀的研究。该关系对光谱分辨率也不敏感，从而允许以更一般的方式应用该关系。我们还发现了NaI，CaI和$\rm ^{12}CO$带的组合与恒星的金属丰度之间的相关性。然而，这种关系只适用于太阳下的金属丰度。我们表明，低分辨率光谱提供了一个强大的工具，以获得有效的温度的M巨星。我们表明，这种关系不依赖于金属丰度的恒星在调查范围内，也适用于不同的光谱分辨率。
2016-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in lower red giant branch stars of Omega Centauri
我们目前的锂，钠，铝和铁丰度的199个较低的红巨星分支恒星系统欧米茄半人马座成员，使用高分辨率光谱获得火焰在甚大望远镜。A（Li）分布在A（Li）~ 1 dex处达到峰值，具有朝向较低值的突出尾部。分布的峰值与球状星团中较低的红巨星分支星和银河场星中测得的锂丰度一致。当金属丰度低于[Fe/H]-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星出现，当金属丰度高于[Fe/H] ~-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星消失。另一方面，在所有的金属丰度中都发现了贫锂星。大多数贫金属恒星表现出明显的Li-Na关系，大约30%的样本A（Li）低于~ 0.8 dex，而在正常的球状星团中，这些恒星只占一小部分。[Fe/H] >-1.6dex的恒星大多贫Li富Na。在这些恒星中测得的锂耗尽没有观察到类似的金属丰度的球状星团，我们证明，它不是由拟议的氦增强和/或年轻的年龄。因此，这些恒星是由已经耗尽锂的气体形成的。最后，我们注意到，半人马座欧米茄包括所有的人口（锂正常/钠正常，锂正常/钠丰富和锂穷人/钠丰富的恒星）观察到，在较小程度上，在单金属GC。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Losing Asymptotic Giant Branch Stars and Supergiants
本文介绍了一个摘要的四个邀请和12个贡献的介绍渐近巨星分支星和红超巨星，在两个下午的分裂会议的过程中，在第19届酷星研讨会。它强调了最近的观测和最近的理论，在很宽的波长范围内强调了高空间分辨率。涵盖的主题包括三维模型，对流，二元相互作用，质量损失，尘埃形成和磁场。
2016-09-26 astro-ph.SR
Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry - successes and shortcomings
要深入了解银河系，它的形成和演化需要对大量恒星进行观测。因此，恒星测光提供了一种获得恒星内禀参数的经济方法。随着距离信息的增加，从测光中获得可靠的年龄是可能的。我们已经开发了一种贝叶斯方法，生成一个恒星的年龄和金属丰度的2D概率图从测光和视差使用等时线。我们的合成测试表明，包括近紫外线通带使我们能够打破恒星的年龄和金属量之间的退化为某些进化阶段。对于具有U带和不确定度小于20%的视差的关闭和次巨星，有可能找到严格约束的年龄和金属丰度。主层序和巨型分支可能只有金属丰度。当我们将我们的方法应用于盖亚基准恒星时，我们发现与文献很好的一致性，特别是对于关闭和年轻的恒星。然而，对旧的疏散星团NGC 188的进一步测试揭示了恒星等时线的明显局限性。星团恒星的年龄随演化阶段而变化，因此关闭年龄与亚巨星分支的年龄不一致，金属丰度在整个过程中变化很大。此外，参数根据推导中使用的颜色组合而明显变化。我们确定了这些不匹配的原因，并表明，需要改进的巨大的分支恒星的建模和合成近紫外测光的创建和校准。我们的研究结果警告不要不加区别地应用等时线拟合。特别是，恒星模型的不确定性应定量考虑。进一步努力改进这些模型将大大提高我们研究银河系的能力。
2018-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity Dependence of Giant Planets around M Dwarfs
本研究通过对比有无巨行星的M型矮星样本的均匀测量金属丰度，发现M型矮星巨行星偏好富金属宿主，热、温木星起源可能相似，且巨行星质量、行星数量及恒星光谱型与宿主金属丰度无显著关联。
2024-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the Asymptotic Giant Branch Star T Cephei
本研究针对渐近巨星支恒星T Cephei，在2022年其387天脉动周期的36个夜晚同步获取光谱与测光数据，用测光校准光谱绝对流量，揭示了一个完整脉动周期内多类天体物理参数的变化规律。
2023-11-30 astro-ph.SR
Binary interaction along the Red Giant Branch: The Barium Star perspective
钡（Ba）星在双星系统中通过质量转移形成，随后可以在双星相互作用的第二阶段与它们的白矮星伴星相互作用。我们使用观测到的主序星Ba系统作为我们演化模型的输入，并试图重现Ba巨星的轨道。我们表明，要解释短，有时偏心轨道，额外的相互作用机制需要沿RGB。
2018-09-14 astro-ph.SR
Mass transfer in asymptotic-giant-branch binary systems
当一个成员（主星）上升到一个巨大的分支上时，双星可以通过质量转移进行相互作用。由二进制喷出的气体量和气体吸积量的主要影响的生命周期的次要的后续的二进制现象。双星喷出的部分气体将保持引力束缚，其分布将与行星状星云的形成密切相关。通过在AstroBEAR AMR Hydro/MHD程序中加入辐射转移，我们研究了含有AGB星的双星系统的质量转移性质。
2017-01-30 astro-ph.SR
Pre-Supernova Multiple Giant Eruptions in Massive Stars
针对大质量恒星超新星爆发前的多次巨型爆发（MGEs），通过演化100倍太阳质量恒星并测试不同质量损失率和金属丰度，发现MGEs影响恒星状态及恢复时间，为后续爆发创造条件。
2025-11-15 astro-ph.SR
Core rotation braking on the red giant branch for various mass ranges
星震学使我们能够探测恒星内部。混合模可以用来探测红巨星核的物理条件。然而，我们仍然需要确定红巨星内部传输角动量的物理机制，从而导致红巨星核心旋转的减慢。因此，红巨星核心旋转的大规模测量是至关重要的，以获得更严格的约束的内部角动量传输的效率，并研究这种效率如何与恒星参数的变化。本工作旨在确定开普勒观测到的大量红巨星振荡谱中偶极混合模的转动多重态分量。这样的鉴定为我们提供了红巨星平均核心旋转的直接测量。我们计算拉伸光谱，模仿纯偶极重力模式的规律。具有相同方位阶数的混合模在拉伸周期内几乎等间距分布。偏离这种规律性的模式，使我们能够解开各种旋转分量，从而确定红巨星的平均核心旋转速率。我们获得了875颗红巨星分支星的平均核心旋转测量结果。这个大样本包括质量为2.5 $M_{\odot}$的恒星，使我们能够测试核心慢化率对恒星质量的依赖性。这项大样本的工作使我们能够改进以前对红巨星分支平均核心旋转演化的测量。我们的研究结果表明，沿着红巨星分支的旋转是恒定的，而不是稍微慢下来，其值与质量无关。
2018-02-13 astro-ph.SR
Population II Distance Indicators: RR Lyrae Variables, Tip of the Red Giant Branch (TRGB) Stars and J-Branch Asymptotic Giant Branch (JAGB/Carbon) Stars
本文综述了三类星族II河外距离指示器（TRGB、天琴座RR型变星和JAGB/碳星）的理论、演化、定标与应用，并给出基于TRGB的哈勃常数测量结果。
2023-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Metallicities for 367,324 stars of Omega Centauri
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Notre Dame（圣母大学物理与天文系）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics – Center for the Evolution of the Elements (JINA-CEE)（核天体物理联合中心——元素演化中心）
通过HST光度和MUSE光谱数据，研究omega巨蟹座多人口星团的光度金属度分布，构建包含20778颗巨星和346546颗矮星的金属度目录，发现半光度半径内无显著金属度梯度，且环状结构不明显，表明子群体已充分混合。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-red-giant-branch Planetary Nebulae
本文探讨红巨星分支阶段发生的共包层事件能否形成行星状星云，并指出已有理论与观测证据支持这一可能性，强调表征此类系统有助于揭示共包层这一关键演化阶段。
2023-04-13 astro-ph.SR
M Giants with IGRINS II. Chemical Evolution of Fluorine at High Metallicities
本文利用IGRINS光谱仪观测50颗太阳邻域M巨星，通过逐线分析十条K波段HF谱线确定氟丰度，筛选出可靠谱线并确认[F/Fe]在低金属丰度下平坦、在超太阳金属丰度下仅轻微增强，为银河系氟的化学演化提供观测约束。
2023-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Seismic constraints on the internal structure of evolved stars: From high-luminosity RGB to AGB stars
空间飞行任务CoRoT和Kepler利用无与伦比的高精度光度数据探测恒星内部，为更好地了解恒星演化开辟了新的机会。开普勒观测恒星振荡已经有四年了，这使得它能够获得出色的频率分辨率，从而能够破译演化的红巨星分支和渐近巨星分支恒星的振荡光谱。在红巨星和渐近巨星分支的上部，恒星的内部结构受到很差的约束，这使得红巨星和渐近巨星之间的区分变得困难。我们进行了彻底的地震分析，以解决这些恒星内部的物理条件，并区分它们。我们研究了大约2.000个演化巨星的振荡模式特性，该模型由红巨星的渐近压力模式模式描述，其中包括氦第二电离区的签名。我们提取的模式属性的程度l = 3，并研究它们对恒星质量，金属丰度和演化状态的依赖。我们确定了一个明显的区别，在红色和渐近巨星之间的氦二次电离区的签名。我们还检测到一个明显的短缺的能量l = 1模式后的核心，他燃烧阶段。此外，我们注意到在渐近巨星分支上观察到的模式阻尼与在红巨星分支上观察到的模式阻尼相似。我们强调，氦二次电离区的签名随恒星演化而变化。这为我们区分红巨星分支星和渐近巨星提供了物理基础。在这里，我们的恒星振荡的调查，使我们能够约束的物理过程和关键事件发生在恒星演化的高级阶段，重点是沿渐近巨星分支的上升，包括渐近巨星分支颠簸。
2021-03-30 astro-ph.SR
Radial pulsations of red giant branch stars
我们进行了流体动力学计算的非线性恒星脉动的人口I恒星的演化阶段的上升红巨星分支和以下的亮度下降，由于核心氦闪光。红巨星填充这一地区的赫兹斯普林-罗素图被发现是基本模式的传播。在红巨星分支的顶端，脉动周期最大，初始质量为1.1 M_ \odot ~ 1.9 M_ \odot的恒星的脉动周期分别为254 ~ 33天。在核心氦闪光期间的周期变化率与在氦壳源中的热脉冲期间Mira型变量的长期周期变化率相当。在初始质量为Mzams = 1.1 M_ \odot的恒星中，周期变化率最大（\dot/\approx-0.01 yr^{-1}），而在演化序列为Mzams= 1.9 M_PDMATHABMM的恒星中，周期变化率则减小到\dot/\sim-0.001 yr ^{-1}。理论上，周期Pi > 200天的红巨星的光变曲线显示出次极大值的存在，类似于在许多Miras中观测到的。
2017-06-28 astro-ph.SR
Spectral matching for abundances and clustering analysis of stars on the giant branches of ω Centauri
我们测定了半人马座球状星团ω中221颗巨支星的恒星参数和丰度。光度法和低分辨率光谱法相结合用于确定温度、重力、金属度、[C/Fe]、[N/Fe]和[Ba/Fe]。这些丰度与以前的研究人员发现的一致，并扩大了集群的分析样本。k-means聚类分析被用来根据这些丰度将恒星分成四个同质组。这些恒星显示出[C/Fe]与[N/Fe]之间的预期关系。我们研究了CN-弱/强星在色星等图上的分布。渐近巨星分支星，从它们在色星等图上的位置中选出，几乎都是CN-弱的。这与红巨星分支形成对比，红巨星分支中有大量少数是CN-强。并与团簇形成和演化模型进行了比较。总体而言，这项研究表明，统计上显着的元素和进化的结论，可以从较低的分辨率光谱。
2012-09-03 astro-ph.SR
Empirical determination of the integrated red giant and horizontal branch stellar mass loss in omega Centauri
本文测定了银河系球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）中贫金属星族（[Fe/H] ~ --1.7）恒星在红巨星和水平分支演化过程中的平均积分质量损失。质量的经验计算从光谱测量表面重力和光度测量温度和光度。系统的不确定性阻碍了在演化阶段对质量的绝对测量。然而，早期渐近巨星分支星和中心红巨星分支星的相对质量是可以测量的，并可以用来推导这两个阶段之间的质量损失。然后，这可以用作水平分支（HB）星模型的物理检查。对于omega Cen，发现平均差异为26 +/-4%。假设初始和最终质量分别为0.83和0.53太阳质量，我们确定RGB上损失了0.21 +/- 0.03太阳质量，AGB上损失了0.09 +/- ~0.05太阳质量。这意味着HB恒星的质量为0.62 +/- 0.04太阳质量，与文献中对该星团HB恒星质量的测定相当。这种测量的准确性可以通过更好地选择恒星和光谱覆盖范围来提高，并应用于水平分支模型目前不同意的其他星团。
2011-06-06 astro-ph.SR
Dust is forming along the red giant branch of 47 TUC
我们提供了额外的证据，证明尘埃确实是沿着47 Tuc的红巨星分支（RGB）形成的，亮度范围从水平分支到RGB尖端（Origlia et al. 2007）。尘埃的存在是从（K-8）颜色的红外过量推断出来的，K是从高空间分辨率地面近红外测光测量的，而“8”是指斯皮策-IRAC 8微米测光。我们展示了如何（K-8）是一个更敏感的诊断检测微小的拱星包层周围的温暖的巨人比颜色只使用斯皮策-IRAC波段，例如（3.6-8）的颜色由Boyer等人（2010）使用。此外，我们还给出了具有（K-8）色过剩的巨星的高分辨率HST-ACS I波段图像。这些图像清楚地证明了Boyer等人（2010）的声明，即我们检测到的与RGB尖端以下的恒星相关的颜色过剩是由混合物和伪影引起的，这是完全无效的。
2010-05-25 astro-ph.SR
Synthetic horizontal branch morphology for different metallicities and ages under tidally enhanced stellar wind
我们认为，除了金属丰度外，还需要其他一些参数来解释球状星团（GC）的水平分支（HB）形态。此外，这些参数被认为与红巨星分支（RGB）恒星的质量损失相关。在我们以前的工作中，我们提出了潮汐增强的恒星风在双星演化过程中可能会影响HB的形态，通过加强红巨星的质量损失的主要。作为进一步的研究，我们现在调查的金属丰度和年龄HB形态的影响，考虑潮汐增强恒星风在二进制的演变。在Eggleton的恒星演化程序中加入了潮汐增强的星风模型来研究双星的演化。为了研究金属丰度和年龄对我们最终结果的影响，我们进行了两组模型计算：（i）对于固定的年龄，我们使用三种金属丰度，即Z=0.0001，0.001和0.02。(ii)对于固定的金属丰度，Z=0.001，我们在模型计算中使用了五个年龄：14，13，12，10和7 Gyr。我们发现GC的HB形态随着金属丰度的降低而变蓝，并且老GC呈现出比年轻GC更蓝的HB形态。这些结果与以前的工作是一致的。虽然潮汐增强星风产生的零年龄HB星的质量分布对于不同的金属丰度是相似的，但Z=0.02的潮汐增强星风下的合成HB在红色和蓝色HB之间呈现出明显的差距。然而，在Z=0.001和0.0001的合成HB中没有清楚地看到该特征。我们还发现，更高的二进制分数可能会使HB形态变得更蓝，我们讨论了最近的观察结果。
2013-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analytical expressions for the envelope binding energy of giants as a function of basic stellar parameters
共包络相是双星恒星星族演化的重要阶段。计算CE期间轨道周期变化的最常用方法是将填充罗氏瓣的巨星的包络的结合能与轨道能量的变化联系起来。特别是在人口合成代码中，必须计算数百万颗恒星的演化，而详细的演化模型在计算上过于昂贵，因此可以对包络结合能进行简单的近似。在这项研究中，我们提出了准确的分析处方的基础上详细的恒星演化模型，提供了包络束缚能的巨人与金属丰度之间的Z = 10-4和Z = 0.03和质量之间的0.8 Msun和100 Msun，作为一个函数的金属丰度，质量，半径和恒星的演化阶段。我们的研究结果也提出了电子数据表和Fortran程序，使用它们的形式。我们发现，在所有情况下，我们的拟合的准确性是优于15%的90%的我们的模型数据点，并优于10%的90%的数据点在所有情况下，除了我们考虑的六个金属丰度的渐近巨分支。对于非常大质量的恒星（M > 50 Msun），当恒星由于恒星风而失去超过20%的初始质量时，我们的拟合不能准确地描述模型。我们的结果是更广泛的适用性-涵盖更广泛的金属丰度和质量-和更高的准确性比以前的研究。
2010-09-27 astro-ph.SR
Abundances of C, N, Sr and Ba on the red giant branch of omega Centauri
在半人马座球状星团的红巨星分支上，有33颗恒星的碳、氮、锶和钡相对于铁的丰度。它们是基于使用光谱合成技术分析的蓝色光谱区域的中间分辨率光谱数据。这些数据揭示了这些元素的丰度存在广泛的范围，并与主序星的类似数据进行比较，使我们能够深入了解星团的演化历史。大多数红巨星分支星被发现是贫碳的，即[C/Fe]<0，而相同恒星的[N/Fe]范围为~1 dex，从[N/Fe]~0.7到1.7 dex。锶与铁的丰度比从太阳能到轻度增强（0.0<=[Sr/Fe]<=0.8）不等，[Ba/Fe]通常等于或大于[Sr/Fe]。ROA 279是一颗已知的CH星，其碳和氮的丰度比分别为[C/Fe]=0.6和[N/Fe]=0.5 dex。红巨星分支上的演化混合的证据被发现的事实，相对碳丰度的主序列上普遍高于红巨星分支。然而，红巨星分支和主序样品的比较表明，两套样品中氮增强的上限相似，都在[N/Fe]~2.0dex。这很可能是原始混合过程而不是进化混合过程的结果。其中一颗红巨星分支星ROA 276被发现有Sr和Ba的丰度比。ROA 276的高分辨率光谱是由麦哲伦望远镜/MIKE摄谱仪组合获得的，以证实这一结果，揭示ROA 276确实是一颗不寻常的恒星。对于这颗恒星的计算的耗尽效应强烈表明，在ROA 276中观察到的Sr增强是原始起源，而不是源于表面吸积事件。
2010-03-25 astro-ph.SR
Asteroseismic Modeling of 1,153 Kepler Red Giant Branch Stars: Improved Stellar Parameters with Gravity-Mode Period Spacings and Luminosity Constraints
本文利用径向模频率、重力模周期间距、Gaia光度等数据对1,153颗Kepler红巨星进行星震学建模，显著提高了质量、年龄等恒星参数精度，并重新校准了星震标度关系。
2023-07-07 astro-ph.SR
Binary evolution along the Red Giant Branch with BINSTAR: The barium star perspective
钡（Ba）、CH和外生或贫Tc的S-型恒星是演化的低质量和中等质量恒星，其表面的慢中子捕获过程元素增强，这表明前渐近巨星分支（AGB）伴星的质量吸积，现在是一颗白矮星（WD）。Ba星和CH星可以在主序星、次巨星和巨星相中找到，而外来的S型星只分布在巨星分支中。随着这些被污染的恒星的演化，它们可能会与现在的白矮星同伴发生第二阶段的相互作用。在本文中，我们考虑的系统组成的主序星Ba和WD的同伴时，前者沿着红巨星分支（RGB）的发展。我们想确定是否可以从它们被怀疑的矮祖先的演化中推断出已知的Ba、CH和S巨星的轨道特性。为了这个目的，我们使用的BARGAR二进制演化代码和模型MS+WD二进制系统，考虑不同的二进制相互作用机制，如潮汐增强风质量损失和循环效率降低。为了探索它们对第二次RGB上升的影响，我们将模拟的轨道与Ba和相关巨星的观测周期和偏心率分布进行了比较。我们表明，独立考虑的机制，有一个强大的时期切断低于核心，他燃烧的恒星不应该被发现在二进制系统与WD同伴。对于质量更大的RGB恒星和更贫金属的系统，这个极限更短。然而，我们仍然发现了一些低质量的短周期巨系统，很难用我们的模型来解释，以及两个系统具有非常高的偏心率。
2020-05-11 astro-ph.SR
Determining Photometric Metallicities of dSph Stellar Populations
如果在SDSS发现的矮星系中有如此少的上部红巨星分支恒星，那么在没有广泛的光谱学的情况下，我们如何才能找到真正的种群结构？我们回顾最近的光度和光谱研究的超微弱矮星系，并确定一种新的方法估计[Fe/H]与华盛顿和斯特劳格伦过滤器的组合，使用Bootes I dSph作为一个例子。我们可以单独使用CT 1by滤波器来实现[Fe/H]的0.3 dex分辨率和年龄的0.5 Gyr分辨率。华盛顿和斯特劳格伦过滤器，C和V，是敏感的CN变化，然而，在恒星与大量的重元素的不足CN带是弱的，不重要。华盛顿和斯特罗姆格伦组合的[Fe/H]灵敏度至少是SDSS过滤器的两倍，这项工作在较低的红巨星分支上保持了该分辨率，其他校准失败。
2011-08-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
Magnetic fields in single late-type giants in the Solar vicinity: How common is magnetic activity on the giant branches?
我们提出了我们的第一个结果，在一个新的样本，包含所有单一的G，K和M巨星下降到V = 4等在太阳附近，适合光谱偏振（斯托克斯V）的观察Narval在TBL，法国。对于磁场（MF）的探测和测量，应用了最小二乘反卷积（LSD）方法（Donati等人，1997），在目前的情况下，该方法能够探测甚至比太阳磁场更弱的大规模MF（我们纵向MF测量的典型精度为0.1-0.2 G）。恒星的演化状态是基于旋转的演化模型确定的（Lagarde et al. 2012; Charbonnel et al.，（正在编写中）和Massarotti等人（1998）给出的基本参数。这些恒星的质量范围在1-4太阳质量之间，处于主序星（MS）之后到渐近巨星分支（AGB）的不同演化阶段。该样本包含45颗恒星。到目前为止，观测到29颗恒星（即约占样本的64%），每颗至少观测两次。对于在赫兹普龙间隙中的两颗恒星，其中一颗肯定是塞曼探测到的。只有5个G和K巨星，主要位于红巨星分支（RGB）的底部和He燃烧阶段。令人惊讶的是，许多恒星上升到RGB尖端，并在早期AGB阶段被检测到（13个观察到的恒星中的8个）。对于所有塞曼探测到的恒星，vsin i都被重新确定，出现在2-3 km/s的区间，但很少有具有MF的巨星具有更大的vsin i。
2013-11-03 astro-ph.SR
Magnetic-buoyancy-induced mixing in AGB Stars: fluorine nucleosynthesis at different metallicities
渐近巨星分支（AGB）恒星被认为是银河系氟收支的最重要贡献者之一。虽然在接近太阳的金属丰度观测和理论一致，在较低的金属丰度恒星模型高估了氟生产相对于重元素。我们目前的${}^{19}$ F核合成结果的一组AGB模型具有不同的质量和金属，其中磁浮力作为驱动过程的${}^{13}$ C中子源（所谓的${}^{13}$ C口袋）的形成。我们发现，${}^{19}$ F主要产生的结果，涉及二次${}^{14}$ N在对流热脉冲的核合成，从${}^{14}$ N存在于${}^{13}$ C口袋区域的贡献可以忽略不计。因此防止了大量${}^{19}$ F的产生，导致较低的氟表面丰度。因此，AGB恒星模型与磁浮力引起的混合在对流信封的基础上，以及同意与现有的氟光谱测量在低和接近太阳的金属丰度。
2021-06-15 astro-ph.SR
The most metal-rich stars in the universe: chemical contributions of low and intermediate mass asymptotic giant branch stars with metallicities between $0.04 \leq Z \leq 0.10.$
本文首次给出金属丰度 $Z=0.04-0.10$ 的低中质量 AGB 恒星产率，发现高金属丰度显著抑制第三次挖掘和 s-过程重元素产生，化学贡献主要由早期挖掘混合至表面的质子俘获核合成主导。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A stellar census in globular clusters with MUSE -- Extending the CaT-metallicity relation below the horizontal branch and applying it to multiple populations
目的。我们使用超过30，000红巨星分支（RGB）恒星的光谱在25个球状星团（GC），在银河系球状星团的MUSE调查中获得的，校准钙II三重态（CaT）的金属丰度关系，并获得所有个别恒星的金属丰度。我们调查的整体金属丰度分布，以及每个集群内的不同人群。方法. Ca II三重态在8498、8542和8662 AA处的近红外线在光谱类型介于F和M之间的恒星中可见，可以用来确定它们的金属丰度。在这项工作中，我们校准的关系，使用平均集群金属丰度从文献和MUSE光谱，并将其扩展到水平分支以下-传统上是为了避免非线性关系的截止-使用二次函数。除了基于V-VHB的经典关系外，我们还提出了基于绝对星等和光度的校准。然后使用所获得的关系来计算样本中所有恒星的金属丰度，并推导出一个星团内不同种群的金属丰度分布，这些种群已使用基于HST测光的所谓“染色体图”进行分离。结果我们发现，尽管相对较低的光谱分辨率的MUSE（R=1900-3700），我们可以得到单星金属丰度的平均统计内集群的不确定性为~0.12 dex。我们目前的金属丰度分布的RGB恒星在25 GC，并调查不同的金属丰度的人口P3（和更高）在所谓的金属络合物或II型集群，发现金属丰度的变化，在所有这些。我们还在I型星团NGC 2808中发现了意想不到的金属丰度变化，并确认了NGC 7078的II型状态。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cobalt and copper abundances in 56 Galactic bulge red giants
银河系核球是银河系早期形成和化学富集的重要示踪物。场球星中不同铁峰元素的丰度可以提供有关最早期超新星核合成过程的信息。钴（Z=27）和铜（Z=29）是特别令人感兴趣的。我们的目标是确定核合成过程负责形成的铁峰元素Co和Cu。方法.我们在56颗球巨星中得到了铁峰元素钴和铜的丰度，其中13颗是红团簇星。我们的研究小组于2000-2002年在欧洲南方天文台甚大望远镜上使用FLAMES-UVES获得了高分辨率光谱，这似乎是迄今为止文献中获得的关于凸出红巨星的高分辨率数据的最高质量样本。多年来，我们已经推导出C、N、O、Na、Al、Mg、铁族元素Mn和Zn以及中子俘获元素的丰度。在目前的工作中，我们得出的铁峰元素钴和铜的丰度。我们还计算化学动力学演化模型来解释所观察到的这些元素的铁的功能的行为。样本星在所有金属丰度下的平均值为[Co/Fe]~0.0，当[Fe/H]>-0.8时，[Cu/Fe]~0.0，并随着次要元素的行为而向低金属丰度下降。我们得出结论，[Co/Fe]与[Fe/H]同步变化，这表明它应该是在大质量恒星富α冻结机制中产生的。相反，[Cu/Fe]遵循的行为，对较低的金属丰度的次要元素，表明其生产在弱的S-过程核合成在He燃烧和后期阶段。这里提出的化学动力学模型证实了这两种元素的行为（即[Co/Fe]与[Fe/H]~常数和[Cu/Fe]随着金属丰度的降低而降低）。
2020-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Loci. VII. Photometric Metallicities of 5 Million FGK Stars Based on GALEX GR6+7 AIS and Gaia EDR3
本文结合GALEX NUV测光与Gaia EDR3数据，建立恒星轨迹与金属丰度的关系，实现对全天约500万颗FGK恒星的高精度测光金属丰度估算，矮星精度达0.11 dex，并证明NUV波段受碳增丰影响较小，为未来中国空间站望远镜的NUV应用奠定基础。
2024-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Populations in Globular Cluster Cores: Evidence for a Peculiar Trend Among Red Giant Branch Stars
我们以56个球状星团为样本，研究了一个球状星团核心的质量与其各个恒星星族大小之间的关系。核心红巨星分支星的数量被发现与核心质量在3- $σ$置信水平下呈次线性关系，而主序星和次巨星分支星的关系在一个标准差内呈线性关系。我们解释我们的结果作为证据的盈余红巨星分支星在最小的质量集群核心，这是没有看到主序星关闭和次巨星分支星。我们探讨这种差异的来源的各种可能性，讨论我们的结果主要是在集群动力学和恒星演化之间的相互作用。
2009-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
On the red giant branch mass loss in 47 Tucanae: Constraints from the horizontal branch morphology
通过比较基于恒星演化轨道的合成模型与观测到的恒星在色星等图中沿水平分支的分布，我们得到了银河系球状星团47 Tuc中红巨星分支恒星质量损失实际效率的严格约束。我们确认，所观察到的，楔形分布的水平分支可以复制，只有通过占一系列的初始他丰度-在协议的推论从分析的主要序列-和红巨星分支质量损失与一个小的分散。我们仔细研究了几种可能的不确定性来源，可能会影响水平分支建模的结果，源于恒星模型计算和集群属性，如重元素丰度，红化和年龄的不确定性。我们确定了红巨星分支恒星质量损失的一个可靠下限为~0.17$Mo，对应于水平分支恒星质量在~0.65Mo和~0.73Mo之间（由初始氦丰度范围驱动的范围）。我们还推导出，在这个集群中的质量损失量沿渐近巨星分支恒星是可比的质量损失在以前的红巨星分支阶段。这些结果证实了这个集群的颜色星等图分析和推断之间的分歧，从最近的研究集群恒星的动力学，预测一个效率低得多的红巨星分支质量损失。需要将这两种技术应用于其他集群的结果进行比较，以获得有关这种分歧起源的更多见解。
2016-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
From K giants to G dwarfs: stellar lifetime effects on metallicity distributions derived from red giants
我们研究固有的偏见时，从红巨星分支（RGB）选择目标的化学丰度分布，使用模拟的巨型分支创建的等时线。我们发现，即使恒星是从RGB恒星的整个颜色范围和广泛的星等范围内选择的，不同年龄和金属丰度的恒星的相对数量，综合所有恒星类型，并没有准确地表示在巨大的分支样本。其结果是，来自RGB恒星样本的金属丰度分布函数需要进行校正，然后才能通过化学演化模型进行拟合。我们推导出简单的校正因子，为过代表和代表不足的人口的限制情况下，单年龄人口的金属丰度范围广泛，并在恒定的金属丰度连续恒星形成的一个重要的一般性结论是，中年人口（~1 - 4Gyr）是过度代表的RGB样本。我们应用我们的模型的情况下，大麦云云酒吧和显示，所观察到的金属丰度分布低估了真正的金属贫星的数量超过25%，因此，推断的重要性，气体流动的化学演化模型可能被高估。RGB寿命的年龄和金属性依赖性需要仔细建模，如果他们不导致关于星系化学富集历史的虚假结论。
2017-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Metallicities in Bootes I
我们提出了新的斯特朗格伦和华盛顿数据集的牧夫座矮星系，并将它们与现有的SDSS测光。该项目的目标是改进一种基于地面的、实用的、准确的方法，以确定牧夫座I中单个恒星的年龄和金属丰度，这些恒星可以在无偏成像调查中选择，而不必拍摄光谱。我们从Stromgren和Washington光度学中产生光度学金属丰度，用于具有$-1.0>[Fe/H]>-3.5$范围的恒星系统。为了避免在较低的红巨星分支的Stromgren金属丰度指数的灵敏度下降，我们取代Stromgren V-过滤器与更广泛的华盛顿C-过滤器，我们发现，$CT_1by$是最成功的过滤器组合，为个别恒星与$[Fe/H]<-2.0$，保持~0.2 dex $[Fe/H]$ -分辨率在整个红巨星分支。我们证明，我们可以打破这些过滤器的等时线的年龄金属丰度简并，使用的恒星log g=2.5-3.0，有不到2%的变化，在他们的$(C-T_1)$ -颜色由于年龄，在11-14 Gyr的范围。
2014-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Loci V: Photometric Metallicities of 27 Million FGK Stars based on Gaia Early Data Release 3
我们结合LAMOST DR 7光谱数据和盖亚EDR 3光度数据，在高银河系纬度地区构建高质量的巨人（0.7 $< (BP-RP) <$ 1.4）和矮（0.5 $< (BP-RP) < $ 1.5）样本，精确校正的大小依赖的系统误差在盖亚光度和仔细的变红校正经验确定的颜色和变红相关系数。我们使用这两个样本，以建立金属依赖的恒星轨迹的盖亚颜色的巨星和矮星，分别。对于一个给定的$(BP-RP)$颜色，[Fe/H]的一个指数变化导致太阳型恒星的$(BP-G)$颜色变化约5毫等。这些关系用于确定EDR 3颜色的金属丰度估计值。尽管灵敏度较弱，但这些颜色的精致数据质量使得能够实现约$δ$ 1，[Fe/H] = 0.2 dex的典型精度。我们的方法对具有$G \leq 16$、[Fe/H] $\geq -2.5$和$E(B-V) \leq 0.5$的FGK星是有效的。$G$星等较暗、金属丰度较低或红化程度较大的恒星，其金属丰度的不确定性较高。凭借盖亚庞大的数据量，我们已经测量了几乎整个天空中大约2700万颗恒星的金属丰度估计值，其中包括600多万颗巨星和2000万颗矮星，这些恒星具有10个$< G \leq 16$，可用于许多研究。这些活动包括调查银河系的形成和演变，确定候选恒星以便随后进行高分辨率光谱跟踪，确定宽双星，并为星震学和系外行星研究获得恒星金属丰度估计。
2021-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Catalog of Distance Determinations for the LAMOST DR8 K Giants in the Galactic Halo
本研究发布了基于LAMOST DR8的19544颗银晕K型巨星距离星表，补充PS1测光并剔除污染后，用贝叶斯方法估算距离，精度约11%，是目前最大的银晕远距示踪天体光谱样本。
2023-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance and stellar rotation in the Galactic halo and thick disc: Contribution from low-mass giant field stars
研究通过分析低质量巨星级恒星的锂丰度和自转，揭示了银河晕和厚盘中锂富集的机制及自转特征。
2025-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accurate, Precise, and Physically Self-consistent Ages and Metallicities for 400,000 Solar Neighborhood Subgiant Branch Stars
该研究结合Gaia DR3距离、多波段测光和消光图，为约40万颗太阳邻域亚巨星支恒星构建了准确、精确且物理自洽的年龄与金属丰度星表，揭示了太阳邻域恒星形成历史的三分量结构。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant Planet Occurrence in the Stellar Mass-Metallicity Plane
恒星性质与系外行星出现率之间的相关性可用于为未来行星搜索工作的目标选择提供信息，并为行星形成过程提供有价值的线索。我们分析了1194颗恒星的样本从加州行星调查的目标，以确定经验的函数形式描述的可能性恒星窝藏一个巨大的行星作为其质量和金属丰度的函数。我们的恒星样本范围从质量低至0.2 Msun的M矮星到质量高达1.9 Msun的中等质量次巨星。与先前的研究一致，我们的样本在所有恒星质量下都表现出行星-金属丰度相关性;拥有巨行星的恒星比例为f \propto 10^{1.2 [Fe/H]}。我们可以排除演化恒星之间的平坦金属丰度关系（98%的置信度），这表明具有行星的恒星的高金属丰度不太可能是由于对流包层的污染。“我们的数据还排除了[Fe/H]< 0的恒定行星发生率，这表明巨行星在亚太阳金属丰度下继续变得更加罕见。我们还发现，行星的出现增加与恒星质量（f \propto Mstar），其特征是从3.5%左右的M矮星（0.5 Msun）到14%左右的A星（2 Msun），在太阳的金属丰度。我们认为，恒星性质和巨行星发生之间的相关性是行星形成的核心吸积模型的有力支持证据。
2010-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Carbon in Red Giants in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
本文给出了银河系球状星团和矮球状星系中红巨星的碳丰度。我们的样本包括对NGC 2419，M68和M15中154颗巨星以及dSphs Sculptor，Fornax，Ursa Minor和Draco中398颗巨星的碳丰度测量。这个样本使dSph星的数量增加了一倍，测量了[C/Fe]。log（L/L_sun）~= 1.6以上，[C/Fe]比随光度的增加而减小，这可以用巨星演化过程中的深度混合来解释。在dSphs中也观察到了同样的下降，但dSphs巨星的初始[C/Fe]并不均匀。dSphs中金属丰度较低的恒星有较大的[C/Fe]比。我们假设，[C/Fe]（校正到初始碳丰度）下降与增加[Fe/H]由于渐近巨星分支恒星的碳产量的金属丰度的依赖性，并由于Ia型超新星在更高的金属丰度的重要性日益增加。我们还在三个dSphs中发现了11个非常富碳的巨星（之前已知的8个）。然而，我们的选择偏差排除了与银河系恒星晕中碳增强部分的详细比较。尽管如此，dSphs中[C/Fe] < +1的恒星遵循的[C/Fe]轨道与[Fe/H]轨道不同，而不是晕星。具体地说，dSphs中的[C/Fe]在低于晕中的[Fe/H]时开始下降。[C/Fe]“膝盖”的金属丰度的差异增加了来自[α/Fe]分布的证据，即晕的祖先比幸存的dSphs具有更短的化学富集时间尺度。
2015-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant planet occurrence within 0.2 AU of low-luminosity red giant branch stars with K2
每一颗类太阳恒星最终都会演化成一颗红巨星，这一转变会深刻影响周围行星系的演化。行星动态演化和轨道衰减的时间尺度对行星的可居住性以及后主序星和行星的相互作用、演化和内部结构具有重要意义。在这里，我们调查这些影响，估计行星发生在2476低光度红巨星分支（LLRGB）的美国宇航局K2任务观察到的恒星。我们使用星震学测量恒星的质量和半径，平均随机不确定性为3.7%的质量和2.2%的半径。我们将这颗行星的人口与已知的类太阳矮星周围的行星人口进行比较，解释了恒星星族之间的探测效率差异。我们发现0.51% +/- 0.29%的LLRGB恒星拥有比木星大的行星，轨道周期小于10天，暂时高于拥有类似行星的主序星（0.15% +/- 0.06%）。我们的研究结果表明，恒星演化对比木星大的近距离行星的影响并不显著，直到恒星开始大幅上升到红巨星分支（>~ 5-6 Rsun）。
2019-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
