HST/ACS color-magnitude diagrams of candidate intermediate-age M 31 globular clusters. The role of blue horizontal branches
我们提出了深（V ~ 28. 0）BV测光获得的宽视场通道的高级相机的调查上HST的4个M31球状星团，被确定为候选的中间年龄（年龄~ 1-9 Gyr）的不同作者，根据其综合光谱和/或宽/中间带的颜色。其中两个（B292和B350）显示出明显的蓝色水平分支，表明它们与银河系最古老的球状星团一样古老。另一方面，对于显示红色水平分支的另外两个（B 058和B337），不可能确认或否定来自积分光谱的年龄估计。通过对M31和银河系水平分支可分为红色和蓝色两类的星系团的光谱指数Mg_2和H_β分布的分析表明，经典的基于积分光谱的年龄诊断可能受到星系团HB形态的显著影响，从而导致错误的年龄分类。我们还提供了另外两个集群的CMD落在该领域的主要目标，B336，一个老的和贫金属的球状体与一个显着的人口的RR-Lyrant变量，和新发现的B531，一个集群与一个非常红的红巨星分支。
2011-06-07 astro-ph.GA
A rogues gallery of Andromeda's dwarf galaxies I. A predominance of red horizontal branches
本文介绍了用哈勃空间望远镜观测到的M31的20个矮球状卫星星系的均匀、近水平分支测光。结合我们对16个系统的新数据和另外4个系统的档案数据，我们发现仙女座矮球状星系倾向于显著的红色水平分支或红色团块，低至~10^{4.2} Lsun（M_V ~ -5.8）。水平分支恒星的年龄敏感性意味着M31矮星系中有很大一部分具有延长的恒星形成历史（SFHS），并且与快速关闭的早期恒星形成事件不一致。暗于~10^{5.5} Lsun的系统在红色和蓝色水平分支的比率和形态上显示出最宽的范围，这表明了复杂的SFH和淬灭时间尺度和/或机制的多样性，这与目前已知的亮度相当的微弱银河系（MW）卫星有质的不同。我们的发现支持了最近一些M31矮星系更深层次数据的类似结论。我们讨论了几个来源的多样性，我们的数据，如不同的晕质量，斑片状再电离，合并/吸积，和环境的影响，M31和银河系的卫星种群的早期演变。M31和MW卫星的历史之间的详细比较将有助于深入了解驱动低质量星系演化的过程。这样的研究将需要成像，以达到最古老的主序列关闭了大量的M31的同伴。
2017-10-04 astro-ph.GA
Mapping the Galactic Halo with blue horizontal branch stars from the 2dF quasar redshift survey
我们使用2 Qz红移巡天中的666颗蓝色水平支（BHB）星绘制了星系晕的四维（位置、距离和速度）图。我们发现，晕延伸到至少100 kpc的银心距离，并服从一个单一的幂律密度分布指数~-2.5在两个不同的方向分开150度的天空。这表明光环是球形的。我们的地图显示没有大的运动学相干结构（流，云或羽），似乎均匀。然而，我们发现，至少有20%的恒星在晕居住在子结构，这些子结构的动态年轻。晕的速度色散分布似乎增加向大半径，而恒星速度分布是非高斯超过60千秒差距。我们认为，外晕由众多的低光度重叠潮汐流从最近吸积物体。
2010-06-30 astro-ph.GA
Statistical Properties of Blue Horizontal Branch Stars in the Spheroid: Detection of a Moving Group approximately 50 kpc from the Sun
在（l，b）=（65 deg，48 deg）处发现了一个新的移动星群，其中至少有四颗蓝色水平支星（BHB）。在g 0 =18.9等的水平分支意味着距离太阳50 kpc。日心视向速度为RV = -157 +/- 4 km/s，相当于V（gsr）= -10 km/s;视向速度的色散与这些恒星的仪器误差一致。移动星群的平均金属丰度[Fe/H]约为-2.4，明显比恒星球状体贫金属。我们估计，外晕中的BHB恒星的平均金属丰度为[Fe/H] =-2.0，分布范围很广，并且不会随着与太阳的距离而发生很大变化。我们探讨了系统的SDSS DR 7表面重力金属丰度测定微弱BHB恒星，并提出了一种技术，估计在多维数据中发现的团块的意义。这个移动的星系群在密度上无法区分，并强调需要收集更多的银河系恒星光谱来解开银河系的合并历史。
2010-02-18 astro-ph.GA
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$Mo，对应于水平分支恒星质量在~0.65Mo和~0.73Mo之间（由初始氦丰度范围驱动的范围）。我们还推导出，在这个集群中的质量损失量沿渐近巨星分支恒星是可比的质量损失在以前的红巨星分支阶段。这些结果证实了这个集群的颜色星等图分析和推断之间的分歧，从最近的研究集群恒星的动力学，预测一个效率低得多的红巨星分支质量损失。需要将这两种技术应用于其他集群的结果进行比较，以获得有关这种分歧起源的更多见解。
2016-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Horizontal branch morphology: A new photometric parametrization
理论和观测表明，银河系球状星团水平支的恒星分布主要取决于金属含量。然而，存在的球状星团具有相似的金属含量和绝对年龄，但不同的水平分支形态，表明存在另一个参数影响沿分支的恒星分布。为了研究银河系球状星团中水平分支形态的变化，我们定义了一个新的光度水平分支形态指数，克服了文献中影响类似指数的局限性和退化性.我们利用了64个银河系球状星团的样本，在五个不同的波段（$U$，$B$，$V$，$R$，$I$）的天基成像数据和均匀的地基测光目录。新的指数$τ_{HB}$被定义为沿水平分支的所有恒星的星等累积数量分布（$I$）和颜色累积数量分布（$V-I$）所对向的面积之间的比率。这个新的指数在我们的银河系球状星团样本所覆盖的整个金属丰度范围内（-2.35 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ -0.12）显示出线性趋势。我们发现$τ_{HB}$和绝对星系团年龄之间存在线性关系。我们还发现了与[Fe/H]的二次反相关性，当我们消除年龄对$τ_{HB}$值的影响时，该反相关性变为线性。此外，我们确定了一个子样本的八个集群是特殊的，根据他们的$τ_{HB}$值。这些集群有蓝色的水平分支形态相比，类似的金属丰度的典型的。这些发现使我们能够将它们定义为样本中的“第二参数”聚类。与合成水平分支模型的比较表明，它们不能完全用氦含量的分布来解释。
2019-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the nature and synchronicity of early cluster formation in the Large Magellanic Cloud: III. Horizontal Branch Morphology
利用哈勃空间望远镜GO-14164观测到的高质量数据，研究了大麦云星云（LMC）中球状星团水平分支形态的变化。我们的新观测导致测光的精度与银河系球状星团人口相当。我们的分析表明，一旦金属丰度占，集群在大麦哲伦星系在很大程度上共享相似的水平分支形态，无论其在系统内的位置。此外，大麦哲伦星系团拥有，平均而言，略红的形态比大多数内晕银河系人口，我们发现，相反，他们的特点往往是更相似的集群所表现出的外星系晕。我们的研究结果是一致的，与以前的研究表明水平分支形态和年龄之间的相关性。
2017-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ancient stars beyond the Local Group: RR Lyrae variables and Blue Horizontal Branch stars in Sculptor Group Dwarf Galaxies
我们已经使用哈勃太空望远镜ACS图像生成的色星等图，达到低于在玉夫座群矮星系ESO 294 -010和ESO 410 -005的水平分支的幅度。在这两张图中，蓝色的水平分支恒星都清晰可见，这是一个古老的恒星星族存在的标志，其年龄与星系晕球状星团的年龄相当。在这两个星系中发现了大量的天琴座RR变星，这一结果得到了加强。这些恒星的出现首次直接证实了在本星系群之外存在古老的恒星星族，并表明即使在低密度环境中，恒星也可以在最早的时期形成。
2009-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Horizontal Branch of the Sculptor Dwarf galaxy
我们已经进行了第一次详细的模拟的水平分支的玉夫座矮球状星系的合成建模技术的手段，始终考虑到恒星形成的历史和金属量的演变，确定从主序列和红巨星分支光谱观测。整个分析中唯一的自由参数是红巨星分支星的综合质量损失。这是第一次计算与星系复杂的恒星形成历史一致的合成水平分支模型并与观测结果相匹配。我们发现，恒星形成的历史所涵盖的金属丰度范围，由观测的约束，再加上一个简单的质量损失法，使我们能够覆盖HB星的全星等和颜色范围。此外，沿着观测到的水平分支的数量分布，也可以重现，只要红巨星分支的质量损失是温和的金属丰度依赖，在固定的金属丰度非常小的分散。还很好地再现了天琴座RR型星的星等、金属丰度和周期分布。没有多余的明亮物体需要增强He模型。在水平支上没有增强He星的特征与在玉夫座和其他矮星系中观测到的O-Na关系的缺乏是一致的，并证实了本群矮星系和球状星团种群之间的内在差异。我们还比较了观测到的红巨星分支凸起的亮度与合成的对应物，并发现了一个差异-理论凸起更亮-类似于在银河系球状星团中观察到的。
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HST/ACS star formation history of the Tucana dwarf spheroidal galaxy: clues from the horizontal branch
我们报告了一个新的恒星形成的历史杜鹃矮球状星系，从一个新的角度看深HST/ACS色星等图。我们结合了主序星关闭和水平分支的信息，在比以前更精细的时间尺度上解决了古代恒星形成率。我们表明，杜鹃经历了三个主要阶段的恒星形成，两个非常接近在古代和最后一个结束之间的6和8 Gyr前。我们表明，水平分支上的三个离散的恒星群与杜鹃座恒星形成的不同情节有关。团块的空间分布表明，每一代恒星的浓度都比前一代更高。水平分支和主序星关闭的同时建模也使我们能够以前所未有的精度测量Tucana红巨星分支恒星的质量损失量，确认矮球体是研究低质量恒星高级演化的优秀实验室。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Horizontal branch structure, age, and chemical composition for very metal-poor extragalactic globular clusters
Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天体物理观测台）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Southern African Large Telescope Foundation（南半球大型望远镜基金会）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天体物理研究所）；Department of Physics, Southern Federal University（南联邦大学物理系）
本文研究了非常金属贫乏extragalactic球状星团的水平分支结构、年龄和化学组成，首次确定了这些星团的参数及元素丰度。
2024-02-08 astro-ph.GA
Clean catalogues of blue horizontal-branch stars using Gaia EDR3
背景：蓝色水平分支恒星是非常古老的天体，可以用作研究银河系结构和形成历史的标记。为了创建一个蓝色水平分支恒星的干净天空目录，我们将Gaia数据发布2（DR 2）数据集与现有的参考目录进行交叉匹配，以根据Gaia DR 2参数定义选择标准。在盖亚早期数据发布3（EDR 3）发布后，这些方法得到了验证，并随后应用于最新版本。目的：该星表的目的是确定一组蓝色水平分支恒星候选者，这些候选者是通过光度和天体测量观测选出的，并且显示出低污染率。方法：我们将参考蓝色水平分支数据集与Gaia DR 2数据库进行交叉匹配，并定义了两套选择标准。首先，在Gaia DR 2-颜色和绝对G幅度空间中，其次，在Gaia DR 2-颜色和约化自行空间中。通过集中研究银河系的星系晕，在星表的两个子集中，主序星的污染被减少了，但这是以牺牲完整性为代价的，因为相对年轻的主序星不可能出现在那里。结果：我们提出了一个目录，基于盖亚EDR 3，57,377蓝色水平分支恒星。盖亚EDR 3视差用于选择16，794名候选人，自行用于识别另外40，583名候选人。
2021-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Horizontal Branch in the UV Colour Magnitude Diagrams. II. The case of M3, M13 and M79
我们提出了一个详细的比较远紫外/光学彩色星等图获得的高分辨率哈勃太空望远镜的数据和合适的理论模型的三个银河系球状星团：M3，M13和M79。这些系统代表了一个典型的例子，集群在中间金属含量制度，即使共享类似的金属含量和年龄，显示出显着不同的水平分支形态。因此，观测到的水平分支恒星颜色分布的差异不能用第一个参数（金属丰度）或第二个参数（如年龄）来解释。我们在这里调查的初始氦丰度（Y）的变化可能的作用。由于使用了适当的远紫外滤光片设置，我们能够对与数据兼容的最大Y（Y_{max}）值施加强约束。我们发现簇之间的差异Δ Y_{max} ~ 0.02-0.04，其中M13显示最大值（Y_{max} ~ 0.30），M3显示最小值（Y_{max} ~ 0.27）。在一般情况下，我们观察到，这些值与其水平分支的颜色扩展和所观察到的Na-O反相关的范围。
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three Parameters for the Horizontal-Branch Morphology in Globular Clusters
球状星团（GCs）的水平支（HB）形态主要由金属丰度来描述。一些具有几乎相同金属丰度的团簇表现出不同的HB，这一事实表明其他参数在起作用。我们目前的结果，从分析的CMD的72 GC获得的高级相机的调查（ACS）的哈勃太空望远镜（HST）。我们发现HB的颜色扩展和主机集群的质量之间存在显着的相关性，而HB和红巨星分支（RGB）之间的颜色距离取决于金属丰度和年龄。我们认为，年龄和金属丰度是主要的全球参数的HB形态在GC，而HB的扩展主要是由于内部氦的变化，与多个恒星星族。
2013-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Matching seismic masses for RR Lyrae-type and oscillating red horizontal-branch stars in M4
本文利用Kepler望远镜K2任务数据，首次直接比较了球状星团M4中天琴座RR型变星与红水平支恒星的星震学质量，发现两者质量相近，证实了RRc恒星存在高阶非径向模式并能借此估算质量。
2025-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimation of radial velocities of BHB stars
本文利用捷克奥德热约夫天文台2米望远镜和阶梯光栅光谱仪获取五颗蓝水平分支星的中等信噪比光谱，并据此计算了它们的径向速度。
2024-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M3 (NGC 5272): The Horizontal Branch Test
最近有人提出，在球状星团中，存在多个群体，表现出不同数量的氦增强是规则，而不是例外。氦增强的一个重要预测是，氦增强的蓝色水平分支（HB）恒星应该比没有氦增强的红色HB恒星更亮。在这封信中，我们在银河系球状星团M3（NGC 5272）的情况下测试了这一预测，其中氦增强情景预测几乎所有蓝色HB星的氦增强> 0.02。使用高精度Stroemgren测光和光谱重力的蓝色HB星，我们发现，任何氦的增强在大多数集群的蓝色HB星是非常可能小于0.01，从而排除了更高的氦增强，已在文献中提出。
2009-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spectroscopic Survey of Field Red Horizontal-Branch Stars
一个金属丰度，化学成分和运动学调查已进行了340个候选场红水平分支星的样本。麦克唐纳天文台2.7米塔尔望远镜和霍比-埃伯利望远镜的阶梯光栅摄谱仪收集了高分辨率、高信噪比的光谱，并用于确定七种$α$和Fe族物质的有效温度、表面重力、微湍流速度、[Fe/H]金属丰度和丰度比[X/Fe]。导出的温度和重力证实，至少有一半的候选人是真正的RHB星，（平均）参数Teff $\sim$ 5000 K，log g $\sim$ 2.5。仅从$α$的丰度来看，我们的样本中就可以清楚地看出银河系的人口有薄有厚。90%的计划恒星的空间运动是根据依巴谷和盖亚的弛豫和自行计算的。化学成分和银河系运动学之间的相关性清楚地表明薄盘和厚盘RHB星的存在。
2018-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping Milky Way Halo Substructure using Stars in the Extended Blue Tail of the Horizontal Branch
虽然蓝水平支（BHB）星通常被用来追踪晕子结构，但蓝于（g-r）<-0.3的恒星由于其绝对星等难以确定而被忽略。水平支蓝区包括BHB尾星和极水平支星。我们提出了一种方法，用于识别HBX星在现场，使用光谱和测光从斯隆数字巡天数据发布14（SDSS DR 14）。我们推导出BHB尾星和EHB星的绝对星等作为颜色函数的估计值，并使用这种关系来计算距离。我们确定了一个过度密集的HBX恒星，似乎是追踪武仙座-天鹰座云（HAC）的北端。我们确定了三颗可能是潮汐流的一部分的恒星，但这还不足以解释观测到的过密度。结合SDSS数据与盖亚DR 2自行允许我们表明，大多数HBX恒星的轨道在过密度是在高偏心率轨道上类似于室女座径向合并/盖亚-土卫二/盖亚香肠结构，并且高偏心率轨道的过密度一直延伸到室女座过密度。我们利用恒星运动学将HBX星分为盘星和晕星。晕星主要在高偏心率（径向）轨道上。HBX星的比例是EHB是最高的磁盘人口和最低的低偏心率晕星。
2021-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
UV photometry of spotted stars in the horizontal branch of the globular cluster NGC 2808 using AstroSat
最近对球状星团（GC）中热（20，000至30，000 K）极水平分支（EHB）恒星的研究发现了它们的可变性。有人建议，这种变化是由恒星表面上的磁点的投影旋转驱动，预计在较短的波长有较高的振幅。在这里，我们提出了这样的热恒星的分析，在大规模的GC NGC 2808使用紫外成像望远镜（UVIT），搭载AstroSat。我们使用的紫外线吸收光谱数据结合哈勃太空望远镜紫外球状星团调查（HUGS）数据的中心区域（内$\sim$ $2.7'$ $\times$ $2.7'$）和地基光学测光的集群的外部。我们产生的远紫外（FUV）-光学色星等图（CMD），在这些我们发现一个人口的热EHB星比零年龄水平分支（ZAHB）模型暗淡。已经报道的可变EHB星（vEHBs）的FUV星等的比较表明，最长的周期vEHBs是最微弱的，随着旋转周期和UV星等之间的初步相关性斑点星。为了牢固地确立任何相关性，必须进行进一步研究。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Wide View of the Galactic Globular Cluster NGC 2808: Red Giant and Horizontal Branch Star Spatial Distributions
本研究结合DECam与HST观测数据，分析银河系球状星团NGC 2808内红巨星支子族和水平支恒星的空间分布特征，揭示其化学子族的空间差异与演化关联，并通过与ω Cen的对比推测二者可能具有相似起源。
2023-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gradients in the 47 Tuc Red Giant Branch Bump and Horizontal Branch are Consistent With a Centrally-Concentrated, Helium-Enriched Second Stellar Generation
我们结合地面和空间为基础的测光银河系球状星团47 Tuc测量四个独立的证据线的氦梯度在集群中，即在集群外围的恒星将有一个较低的初始氦丰度比恒星和集群核心附近。第一和第二，我们表明，红巨星分支凸（RGBB）的恒星表现出梯度，在他们的数量和亮度。随着与星团中心距离的增加，它们相对于其他红巨星（RG）的数量变得更多。它们也变得更微弱。对于我们的第三和第四行的证据，我们表明，水平分支（HB）的集群变得更暗，更红的视线远离集群中心。这四个结果分别在2.3 $σ$、3.6 $σ$、7.7 $σ$和4.1 $σ$水平下检测。这些独立的证据线中的每一个被发现是显着的集群郊区，更接近，数据是更兼容的均匀混合。我们的径向配置文件是定性一致的，但定量比以前的结果更严格的CN吸收的基础上。这些观测结果在质量上与这样一种情况是一致的，即第二代恒星具有适度增强的氦和CNO丰度，形成于具有更多典型丰度的前一代恒星集群的引力势深处。
2011-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SDSS-Gaia View of the Color-Magnitude Relation for Blue Horizontal-branch Stars
我们提出了一个更新的蓝色水平分支（BHB）恒星的样本，从斯隆数字巡天及其相关项目斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）的光度和光谱数据中选择。有了这些数据，我们选择了候选人的A-型星的颜色颜色空间，然后混合建模技术的实施，以区分BHB和主序星/蓝离散星的基础上，他们的表面重力值（$\log \rm{g}$）估计的SEGUE恒星参数管道。我们强大的方法使我们能够属性的每个明星真正在BHB阶段的个人概率。因此，我们的方法与以前采用简单$\log \rm{g}$切割的SEGUE BHB选择相比是有利的。我们还重新审视了这些恒星的颜色-星等关系，并提出了两个校准，根据银河系球状星团的更新距离，估计绝对星等与$(g-r)_0$和$(u-r)_0$颜色。
2022-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey -- VII. A cleaner view of the Galactic outer halo using blue horizontal branch stars
我们使用原始的调查CaHK窄带测光，结合SDSS ugr测光，提供一个更干净的样本的蓝色水平分支恒星在星系晕到大的距离。我们证明了91%的完整性和93%的纯度相对于现有的光谱分类。随后，我们使用这些标准烛光的新干净样本来研究原始足迹上方星系晕的子结构。除其他功能外，这允许仔细追踪人马座流的多个部分，提供独立于其他示踪剂的测量，并达到更大的距离。此外，我们用这个干净完整的样品证明了晕的密度分布具有3.5 - 4.0的负幂律斜率。由于相对较浅的SDSS U波段是这种技术的限制因素，我们预见到将原始调查测光与加拿大-法国成像调查的更深的U波段测光相结合的巨大潜力。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST-ACS photometry of the isolated dwarf galaxy VV124=UGC4879. Detection of the Blue Horizontal Branch and identification of two young star clusters
我们提出了深V和I测光孤立矮星系VV 124 = UGC 4879，从档案图像与哈勃太空望远镜-高级相机的调查。在距离星系中心大于40”的恒星的色星等图中，我们第一次清楚地识别出一个人口稠密的古老水平分支（HB）。我们发现，这些恒星的分布是更广泛的比红丛星。这意味着非常古老和金属贫乏的种群在VV 124的郊区变得越来越占主导地位。我们还发现了一个大质量（M~ 1.2 × 10^4 M_sun）的年轻（年龄~ 2.5亿年）星团（C1），以及另一个年龄更小（C2，<= 3.0亿年）、质量与经典疏散星团（M<= 3.3 × 10^3 M_sun）相似的星团。这两个星团都位于距离星系中心小于100 pc的投影距离处。
2011-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The visitor from an ancient galaxy: A planetary companion around an old, metal-poor red horizontal branch star
我们报告了HIP 13044周围的行星伴星的探测，HIP 13044是一颗贫金属的红色水平分支恒星，属于一个恒星晕流，这是一个古老的银河系卫星星系分裂的结果。探测是基于2.2米MPG/ESO望远镜FEROS的径向速度观测。径向速度的周期变化P=16.2天，可以从恒星活动指标的周期区分。我们计算出该行星的最小行星质量为1.25木星质量，轨道半长轴为0.116天文单位。这一发现在三个方面是独一无二的：首先，它是第一个在金属丰度远低于太阳值百分之几的恒星周围探测到的行星;第二，行星宿主恒星处于恒星演化阶段，在系外行星调查中尚未探索;第三，行星系HIP 13044很可能起源于银河系的一个分裂的前卫星。
2010-11-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
Hot Horizontal Branch stars in omega Centauri: clues about their origin from the cluster Color Magnitude Diagram
我们调查了银河系球状星团欧米茄半人马座水平分支最热的蓝色末端的一个特殊特征，使用高精度和几乎完整的星表，该星表是从HST上的ACS进行的调查中构建的，覆盖了内部10 × 10弧分。它是一个在F435 W-（F435 W-F625 W）平面上几乎垂直的恒星密集团，我们称之为“蓝团”。与理论模型的比较得出的结论是，这一特征必须有热闪星，或典型的富氦星-在这个集群中观察到的蓝色主序星子种群的后代-或两种类型的混合物，加上可能的一个组成部分，从正常的He人口集群托管。来自理论的一个强约束是，“蓝色团块”中物体的质量必须非常精细地调整，最多只有$\sim$ 0.03 Mo的扩散。通过比较观测到的和理论上的恒星数，沿着H-和He-燃烧阶段，我们发现，至少有15%的预期的富He水平分支恒星是失踪的颜色星等图。这些失踪的人口可能是红巨星的后代，这些红巨星未能点燃中心的氦燃烧，并产生了氦核白矮星。我们的结论支持Calamida等人（2008）最近提出的解释半人马座ω中观测到的白矮星与主序星之比的方案。
2009-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deriving ages and horizontal branch properties of integrated stellar populations
老（$\sim10$ Gyr）综合恒星星族年龄测定的一个主要不确定性来源是热水平分支（HB）星的存在。在这里，我们描述了一个简单的方法来解决这个问题，并显示这种技术的性能，同时模型的年龄，丰度和HB属性的综合恒星星族。为此，我们比较的结果，发现在拟合的积分光谱的样本的恒星星族基准，对从分析得到的值，其解决CMD。我们发现，从我们的光谱拟合的年龄大多数（26/32）我们的目标是在0.1德克斯到他们的CMD值。同样，对于我们样本中的大多数目标，我们能够成功地恢复热HB星（18/24个目标在$\sim0.15 {\rm ~dex}$范围内）和它们的平均温度（14/24个目标在$\sim30 \%$范围内）的通量贡献。最后，我们提出了一个诊断，可用于检测虚假的解决方案的年龄，这将有助于确定这种方法失败时的少数情况。这些结果为深入研究本星系群以外的球状星团打开了一扇新的窗口。
2022-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Structure of the Sagittarius Stellar Stream as Traced by Blue Horizontal Branch Stars
我们使用斯隆数字巡天数据发布7的蓝色水平分支（BHB）恒星样本来探索人马座矮星系潮汐尾的结构。我们使用的方法产生BHB恒星候选人高达70%的纯度从测光单独。所得到的样品具有大约5%的距离精度，并且可以探测超过100 kpc的距离。使用这个样本，我们确定了一个可能的延伸到拖臂在距离太阳60-80千秒差距的估计意义至少为3.8西格玛。目前的模型预测，应该存在一个遥远的碎片流“返回”段，但将其放置在离太阳近得多的地方，在我们的数据中没有观察到碎片。利用我们的示踪剂的距离精度，我们估计的平均视线厚度的主导臂为~3千秒差距，并表明，两个'分叉'分支的碎片流的距离只有1-2千秒差距。利用光谱非常纯的BHB恒星子样本，我们估计了主臂的速度色散为37 km/s，这与Sgr破裂模型相当吻合。最后，我们提出了一个样本的高概率Sgr BHB星的主导臂Sgr，选择有距离和速度一致的Sgr成员资格，允许进一步研究。
2011-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The PGPUC horizontal branch evolutionary tracks
本文使用PGPUC代码计算了超过19,000条水平分支演化轨迹，覆盖广泛化学组成和前身星质量，公开于PGPUC在线数据库，并揭示了水平分支形态对质量、金属丰度和氦丰度的依赖。
2025-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mosaic multiple stellar populations in $ω$ Centauri : the Horizontal Branch and the Main Sequence
我们解释的恒星星族的$ω$半人马座的人口综合分析的手段，根据最新的观测准则输入金属丰度，氦和[（C+N+O）/Fe]的内容。同时处理了主层序、次巨层序和水平分支资料。再现所观察到的颜色星等的功能是非常令人满意的，并承担有趣的线索，关于这个奇特的恒星合奏的演化历史。我们的主要结果是：1）不需要显着的年龄分布来拟合颜色-星等图。实际上，我们可以使用合成人口的同时代等时线，我们估计年龄落在$\sim 0.5$ Gyr时间间隔内;特别是最富金属的人口可以是同时代的（在上面的意思）与其他的，如果它的恒星是非常氦-丰富（Y $\sim$ 0.37）和观察到的CNO增强（[（C+N+O）/Fe] = + 0.7）; 2）获得整个HB的满意拟合，与提供主层序和次巨星数据的良好再现的总体选择一致。3)假设在观测到的两个不同序列中存在两个恒星星族，那么在红色HB中观测到的星等分裂就可以很好地再现：一个是由从蓝色侧演化的恒星组成的贫金属星族（发光分支），另一个是其恒星处于更接近零年龄HB的阶段的富金属星族（较暗分支）。这种模型化也令人满意地拟合的周期和[Fe/H]分布的RR天琴座星。
2016-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
An HST/WFC3 view of stellar populations on the Horizontal Branch of NGC 2419
我们使用哈勃空间望远镜广角相机3和新模型获得的图像来探测银河系球状星团（GC）NGC 2419的水平分支（HB）人口。对复合HB的详细分析突出了三个群体：（1）蓝色发光的HB，拥有质量分布非常小的标准氦星（Y=0.25），（2）中等氦含量的小群体（0.26<Y<=0.29），以及（3）人口稠密的极端HB。我们可以用具有高氦丰度（Y \sim 0.36）的模型来拟合最后一组，其中一半（最热的部分，“蓝钩”星）被确定为可能的“晚闪混合星”。这个极端人口的初始氦丰度与预测的氦丰度在大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物中的NGC 2419相同的金属丰度很好的协议。这一结果进一步支持了GC中的第二代恒星是由中等质量AGB恒星的灰烬形成的假设。我们发现蓝钩星的星等分布比理论模型预测的要大。我们讨论了可能的不确定性的星等尺度和不同的尝试来模拟这组恒星。最后，我们建议，可以更好地实现一致性，如果我们假设核心质量大于我们的模型预测。如果祖先是主序列上的快速旋转体，这可能是可能的。如果进一步的研究证实了这一解释，快速的初始旋转将是GC中极端第二代恒星特殊性的强烈标志。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Terzan 5: an alternative interpretation for the split horizontal branch
我们考虑球状星团Terzan 5的水平分支（HB），它最近被证明被分成两部分，较暗的部分（δ M_K ~ 0.3等）比较亮的部分具有较低的金属丰度。这两个特征都表明它至少包含两个恒星星族。星等的分离被归因于~6 Gyr的年龄差异，并被解释为该星团非典型演化历史的结果。我们发现，所观察到的HB形态也是一致的模型，其中明亮的HB是由第二代恒星的金属富集和氦的质量分数大于（由Δ Y ~ 0.07）比第一代恒星人口的HB较暗的一部分。因此，与大多数拥有多个星群的“正常”星团相比，泰山5是异常的，只是因为它的第二代被超新星喷出物严重污染;然而，先前提出的恒星形成时间延长并不是必需的。明亮的HB的铁富集可以归因于Ia型超新星喷出物的低铁，富氦，星团的大质量渐近巨星分支恒星的喷出物的污染，或者它与气体的混合，从环境中吸积在星团上，由于它靠近银河系凸起，已经受到快速金属富集。这里提出的模型只需要一个很小的年龄差异，约1亿年。
2010-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M4 (NGC 6121): The Horizontal Branch Test
最近的证据表明，大多数，甚至可能是所有的球状星团都是由不同化学成分的恒星组成的。从这个意义上说，也有人认为，从一个种群到下一个种群的初始氦丰度（$Y$）的变化也是规律，而不是例外。在金属中间体球状星团M4（NGC 6121）的情况下，最近对蓝色水平分支（HB）恒星（即，HB星的温度比天琴座RR不稳定带高）表明，大部分蓝色HB星是由高氦丰度形成的第二代恒星。在本文中，我们测试这种情况下，使用最近的光度和光谱数据与理论进化计算不同的$Y$值。将测光数据与理论推导的色星等图进行比较，我们发现M4中大部分蓝色HB星相对于星团的红色HB星具有$ΔY \lesssim 0.01$（即，HB星的温度比天琴座RR星的温度低）--这一结果通过与光谱学推导的重力和温度的比较得到了证实，这也有利于氦的增强。然而，一个少数民族的可能存在的蓝色HB的集群与一个显着的他增强水平也进行了讨论。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
