Mass loss on the red giant branch: the value and metallicity dependence of Reimers' η in globular clusters
通过金属丰度对水平分支星参数的影响，研究了金属丰度对红巨星分支星质量损失率的影响。根据Reimers（1975）和Schroder & Cuntz（2005）的研究结果，我们对56个已被充分研究的银河系球状星团（GC）进行了标度因子的测定。聚类中的中值分别为η_R = 0.477 +/- 0.070（+0.050/-0.062）和η_SC = 0.172 +/- 0.024（+0.018/-0.023）（分别为标准差和系统不确定度）。RGB上的质量损失机制对金属丰度的依赖性很小：在铁丰度的200倍以上，η变化<~ 30%，在目前星系团年龄和演化模型的系统不确定性范围内。由于η包含了聚类年龄，聚类之间η的低标准差（~ 14%）表明年龄几乎可以完全解释“第二参数问题”。η的剩余扩展与团簇质量和密度相关，表明氦富集提供了解释GC HB形态的第三个参数。如果球状星团比通常认为的更同时代，金属丰度的变化会进一步减少。这也将更好地再现所观察到的AGB尖端光度，这是不能很好地通过外推RGB η到后来的进化时期来建模的。
2015-01-05 astro-ph.SR
Metallicity effect on stellar granulation detected from oscillating red giants in open clusters
金属丰度对恒星颗粒活动的影响仍然知之甚少。更新后的APOGEE-\textit{Kepler}目录中的可用光谱参数，加上美国宇航局\textit{Kepler}任务跨越四年多的观测的高精度光度观测，使得疏散星团中的振荡红巨星成为关键的试验台。我们通过区分金属丰度对恒星米粒活动的影响与不同恒星性质（例如表面重力、质量和温度）的影响来确定金属丰度对恒星米粒活动的作用。我们分析了60颗已知的红巨星，它们属于疏散星团NGC 6791、NGC 6819和NGC 6811，金属丰度范围从[Fe/H] $\simeq -0.09$到$0.32$。通过考虑不同的质量、金属丰度和恒星演化阶段，研究了描述这些恒星及其$ν_\mathrm{max}$颗粒化活动的参数。我们推导出新的尺度关系的造粒活动，重新校准现有的，并确定最佳的尺度关系，从现有的一组观测。我们采用贝叶斯程序DIAMONDS对恒星的傅里叶谱中的背景信号进行分析。我们进行了贝叶斯参数估计和模型比较，以测试在这项工作中提出的不同的模型假设和文献。金属丰度的原因在统计上显着的变化幅度的造粒活动，与依赖性强于由恒星质量和表面重力。我们还发现，金属丰度有一个显着的影响，相应的时间尺度的现象。金属丰度对时间尺度的影响大于质量。较高的金属丰度增加了颗粒和中颗粒信号的振幅，并减慢了它们的特征时间尺度向更长的周期。
2017-07-24 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants - III. Metallicity and CNO abundance patterns in 24 southern systems
共生巨星的元素丰度对于解决共生双星演化中化学成分的作用，绘制其母体种群，以及追踪其质量传递历史至关重要。然而，具有相当确定的光球成分的共生巨星的数量仍然不足以进行统计分析。这是关于从高分辨率（R ~ 50000），近红外光谱确定共生巨星的化学组成的系列论文中的第三篇。在这里，我们提出了24 S型系统的结果。光谱合成方法，采用标准的本地热平衡分析和大气模型被用来获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（铁，钛，镍，和Sc）的元素。分析表明，金属丰度分布在从弱超日（[Fe/H] ~ +0.35 dex）到显著亚日（[Fe/H] ~ -0.8 dex）的较宽范围内，但主要分布在近日和弱亚日（[Fe/H] ~ -0.4 ~-0.3 dex）。在所有这些天体中发现的14 N同位素的富集表明，这些巨星已经经历了第一次挖掘。这一点在一些天体中得到证实，因为12 C/13 C比率很低（5-23）。我们发现，[Ti/Fe]的相对丰度一般是大的红色共生系统。
2015-11-13 astro-ph.SR
New spectroscopic binary companions of giant stars and updated metallicity distribution for binary systems
我们报道了24颗巨星的光谱双星伴星的发现。我们完全约束这些系统中的6个的轨道解。我们不能明确地推导出其余恒星的轨道要素，因为相位覆盖是不完整的。其中有6颗星的径向速度趋势与长周期褐矮星伴星一致，24颗双星系统的轨道解表明，这些巨星双星系统的轨道周期、偏心率和伴星质量都有很大的变化。对于限制轨道的解决方案，我们发现一个范围内的轨道周期之间的$\sim$ 97-1600天和偏心率之间的$\sim$ 0.1-0.4。此外，我们还研究了巨星单星和双星的金属丰度分布。我们计算了总共395颗演化恒星的金属丰度，其中59颗是双星系统。我们发现这些双星的分布是平坦的，因此得出结论，恒星双星系统，以及潜在的棕矮星，有一个不同的形成机制比行星。这一结果被最近的工作证实，太阳系外行星轨道的巨人是更频繁地围绕富含金属的恒星。最后，我们研究了偏心率作为轨道周期的函数。我们共分析了130个光谱双星，包括这里介绍的和文献中的系统。我们发现大多数周期为$\lesssim$ 30天的双星都有圆形轨道，而在更长的轨道周期，我们观察到它们的偏心率分布很广。
2016-10-01 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
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
The bulk metallicity of giant planets around M stars
本研究利用演化模型对比了M矮星与FGK星周围巨行星的整体金属丰度，发现M星周围巨行星金属丰度更低且缺乏富金属行星，需进一步探测以明确其形成路径。
2024-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Correlation Between Mixing Length and Metallicity on the Giant Branch: Implications for Ages in the Gaia Era
在更新的APOGEE-Kepler目录中，我们有超过3000颗第一次上升的红巨星的星震和光谱数据。考虑到这个样本的大小和准确性，这些数据提供了一个前所未有的测试后主序星模型的准确性。当我们将这些数据与理论预测进行比较时，我们发现金属丰度依赖于温度偏移，其斜率约为100 K/dex。我们发现，这种影响是存在于所有模型网格测试和理论模型中的不确定性，相关的光谱误差，并在asteroseismass规模的变化是不够的，以解释这种影响。如果使用金属丰度依赖的对流混合长度，则恒星模型可以与数据相一致，其中$ Δα_{\rm ML, YREC} \sim 0.2$每dex在金属丰度中，这一趋势与三维恒星对流模拟的预测不一致。如果不考虑这种影响，即使在与太阳金属丰度（[Fe/H]= $-$ 0.5）有适度偏差的情况下，来自盖亚数据的红巨星等时线年龄也会偏离2倍之多。
2017-04-04 astro-ph.SR
Asteroseismic ages of red-giant stars from grid-based modelling: the impact of systematics in effective temperature or metallicity
一个越来越流行的方法来确定红巨星的恒星年龄的银河考古学的目的是星震网格为基础的建模（GBM）。在具有类太阳振荡的红巨星的星震GBM中，除了通常的光谱参数有效温度（$T_{\rm eff}$）和金属丰度（[Fe/H]）外，大频率间隔（$Δν$）和最大振荡功率频率（$ν_{\rm max}$）是常用的星震观测值。确定$Δν$和$ν_{\rm max}$的精度很大程度上取决于时间序列数据的长度（假设恒星足够明亮，可以检测到振荡）。我们在这里要回答的问题是：考虑到TESS数据中$Δν$和$ν_{\rm max}$的精度，通过星震GBM获得[Fe/H]和$T_{\rm eff}$的精度应该达到什么程度才能得到红巨星的恒星年龄？在本文所述的大多数情况下，$σ_{\rm age}$值仅显示对本研究中摄入的[Fe/H]和$T_{\rm eff}$的不确定性和偏倚的弱依赖性或无依赖性。只有在大的（$>100$ ~K）$T_{\rm eff}$偏差伴随着红巨星分支上$T_{\rm eff}$的小（50 K）不确定性的情况下，$Δ_{\rm age}$才是$σ_{\rm age}$的数量级或更大，在这些情况下，我们预计这种偏差对所得年龄估计的影响。
2019-10-30 astro-ph.SR
Do meteoritic silicon carbide grains originate from asymptotic giant branch stars of super-solar metallicity?
我们比较文献数据的Zr，Sr和Ba的同位素比分析单陨石星尘碳化硅（SiC）颗粒的新预测的慢中子捕获过程（S过程）中富含金属的渐近巨星分支（AGB）恒星。模型具有初始金属丰度Z = 0.014（太阳）和Z = 0.03（两倍太阳）和初始质量2 - 4.5 Msun，选择为例如实现形成SiC的条件C/O>1。由于Fe丰度较高，两次太阳金属丰度模型导致13 C（α，n）16 O中子源释放的总自由中子数较低。此外，最高质量（4 - 4.5 Msun）的AGB星的金属丰度是太阳的两倍，其22 Ne（α，n）25 Mg中子源的激活比太阳的金属丰度更温和，这是由于更高的不透明度导致的温度更低。它们的13 C中子源也比低质量模型少，这是因为它们的富氦区较小。这些不同的影响的组合，使我们的AGB模型的两次太阳金属丰度，以提供一个匹配的SiC数据，而不需要考虑的13 C中子源的功能，也没有中子捕获过程的变化大的过程中不同的s过程。这就提出了一个问题，如果AGB的母星的陨石SiC颗粒实际上是平均太阳的两倍金属量。由于银河系的化学演化，同一颗粒中比太阳更大的Si和Ti同位素比值与超太阳金属量恒星的起源定性一致。此外，SiC尘埃质量从富C AGB星喷出的预测显着增加金属丰度。
2018-04-26 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
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
The evolution of low-metallicity asymptotic giant branch stars and the formation of carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了金属丰度Z = 10-4和Z = 10-8之间的渐近巨星分支（AGB）星的行为。我们确定哪些恒星经历了一个插曲的闪光驱动的混合，质子被摄入到壳层间对流区，因为它们进入热脉冲AGB阶段，并进行第三次疏浚。我们发现，闪光驱动的混合不会发生以上的Z = 10-5的任何质量的恒星的金属丰度和2 M以上的恒星不经历这种现象在任何金属丰度。我们发现碳摄入（CI），碳混合到氢燃烧区的尾部，发生在质量范围2 M到4 M左右。我们认为，CI可能是一个弱版本的闪光灯驱动的机制。我们还研究了对流过冲对这些对象的行为的影响。我们的模型很难解释具有显著碳和氮增强的CEMP恒星的频率。碳可以通过闪光驱动的混合，CI或只是第三次疏浚。氮可以通过热的底部燃烧而增加，并且热的疏浚的发生也将碳转化为氮。C/N比可能是一个很好的指标的质量的主要AGB星。
2009-03-13 astro-ph.SR
Asteroseismic inferences on red giants in open clusters NGC 6791, NGC 6819 and NGC 6811 using Kepler
背景：四个疏散星团出现在开普勒的视野中，现在可以获得近一年的时间序列。这些时间序列使我们能够推导出三个疏散星团NGC 6791、NGC 6819和NGC 6811中红巨星的星震全球振荡参数。从这些参数和有效温度，我们得到的质量，半径和光度的集群以及现场红巨星。目的：研究演化和金属丰度对观测到的红巨星种群的影响。研究方法：用不同的方法导出了全局振荡参数，用2 MASS色导出了有效温度。观测结果与BaSTI演化模型进行了比较。结果如下：我们发现，在假设金属丰度不影响振荡的激发/阻尼的情况下，质量对星震量delta_nu与nu_max的关系有显著的影响，而金属丰度的影响可以忽略不计。恒星在H-R图中的位置取决于质量和金属丰度。此外，导出的场星的恒星质量与星团的恒星质量是一致的。结论：质量和金属丰度都是导致年老的富金属星系团NGC 6791和中年的太阳金属丰度星系团NGC 6819在H-R图上位置不同的原因。对于年轻的星团NGC 6811，恒星在H-R图中的位置的解释挑战了太阳金属丰度的假设，这个疏散星团可能有明显较低的金属丰度[Fe/H]，在-0.3到-0.7 dex之间。此外，几乎所有观测到的场星似乎都比NGC 6811老，比NGC 6791年轻。
2011-04-22 astro-ph.SR
Is there a metallicity enhancement in planet hosting red giants?
宾夕法尼亚州立大学/托鲁托大学演化恒星周围行星天文学搜索中心是一个高精度的径向速度（RV）调查，旨在探测巨星周围的行星。它是基于9.2米霍比-埃伯利望远镜获得的观测结果。由于红巨星高精度RV数据的正确解释需要对目标进行完整的光谱分析，因此我们对调查中包含的所有恒星进行光谱建模。通常情况下，除了恒星的光度和温度之外，自转速度和金属丰度也被确定，这使我们能够估计恒星的年龄和质量。在这里，我们提出了在我们的样品中的金属丰度研究的初步结果。我们搜索一个金属丰度的依赖性类似的矮星通过比较我们的结果为样本的22个巨人早于K5显示显着的RV变化与对照样本的58个相对RV稳定的恒星。
2009-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three nearby K-giants with planets: Accurate determination of basic parameters, including an analysis of metallicity based on Fe I lines
确定了三颗明亮的K巨星的基本参数：β Gem（K0 III）、μ Leo（K2 III）和α Tau（K5 III）。值得注意的是，在这三颗恒星周围都发现了巨行星。我们的结果与盖亚项目中基准恒星的高精度数据进行了比较。对于所有三颗巨星，用这些基本参数Teff、logg和M的数据得到了非常好的一致性。特别注意的是，致力于分析的Fe I线的金属指数[Fe/H]和微湍流参数Vt的同时测定的基础。Fe I线的等效宽度W是从基准星的已发表光谱自动测量的。从列表中的“黄金线”的基准星的研究中选择的Fe I线的分析导致的结论是，激发电位EL的低水平的线起着重要的作用，在确定[Fe/H]和Vt。结果表明，对于早期K巨星β Gem和μ Leo，在W从100到300毫微焦耳范围内的谱线，[Fe/H]和Vt值与El有关。结果表明，如果对它作正确的解释，则在确定β Gem和μ Leo的[Fe/H]和Vt时会产生不确定性。在温度Teff = 3920K的最冷K巨星α Tau（毕宿五）的情况下，这种效应似乎不太明显。对[Fe/H]和Vt测定中Fe I线的选择提出了建议。以本文所研究的三颗恒星为例，证实了具有正常金属丰度的K巨星的Fe I线的非LTE效应很小，因此它们不可能是[Fe/H]和Vt值显示模糊的原因。碳12 C/13 C和氧16 O/17 O同位素的低比率证实了这三颗巨星都通过了深对流混合阶段。
2019-09-03 astro-ph.SR
New and updated stellar parameters for 71 evolved planet hosts. On the metallicity - giant planet connection
目前仍有争议的是，著名的矮恒星金属丰度-巨行星相关性是否也适用于巨恒星。因此，精确的金属丰度非常重要。不同的方法可以提供不同的结果，导致行星宿主分析的差异。为了研究不同的分析方法对演化恒星金属丰度标度的影响，我们比较了不同的铁谱线列表，用于演化恒星的大气参数推导。因此，我们使用了71颗演化恒星的样本。有了这些新的均匀参数，我们重新审视了演化恒星的金属丰度-巨行星联系。基于局部热力学平衡（LTE）下的Kurucz模式，通过MOOG程序进行光谱分析，以获得大气参数。使用了两个不同的铁线列表集，一个是一般的冷FGK恒星，另一个是巨大的FGK恒星。使用Padova模型通过等时线拟合计算质量。然后对演化恒星和红巨星的各种不同样本的金属丰度分布进行了科尔莫戈罗夫-斯米尔诺夫检验（KS检验）。所有的参数都可以用一个专门为冷的和类似太阳的恒星设计的线列表集进行比较，以提供更准确的温度。使用此线路列表集导出的所有参数均为首选，因此可用于未来分析。我们发现，进化的行星宿主比拥有巨行星的矮星更缺乏金属。然而，在寻找行星的巨大恒星样本中存在偏见。由于颜色的限制，富含金属的低重力恒星被排除在样本之外，这使得很难将矮星与巨星进行比较。此外，相对于没有行星的红巨星，没有发现有行星的红巨星（$\log g < 3.0$ \，dex）的金属丰度增强。
2013-07-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Empirical metallicity-dependent calibrations of effective temperature against colours for dwarfs and giants based on interferometric data
本文根据从文献中收集的大约200颗直接有效温度测量值优于2.5%的邻近恒星的资料，提出了光度IV和V类矮星以及光度II和III类巨星的有效温度对颜色的经验金属度相关刻度。刻度的有效温度范围为3，100 - 10，000。光谱类型为M5至A0的矮星的温度为3，000 K，光谱类型为K5至G5的巨星的温度为3，100 - 5，700 K。对约翰逊（$UBVR_{\rm J}I_{\rm J}JHK$）、索林（$R_{\rm C}I_{\rm C}$）、斯隆数字巡天（SDSS，$gr$）和2微米全天巡天（2 MASS，$JHK_{\rm s}$）四个测光系统的波段的21种矮星颜色和18种巨星颜色进行了校准。受当前样品金属丰度范围的限制，刻度主要适用于盘星（[Fe/H] $\,\gtrsim\,-1.0$）。标准化的百分比残差的校准通常是2.0和1.5%的矮星和巨星，分别。目前的尺度与文献中现有的尺度（例如基于红外通量法的尺度或光谱学的尺度）之间存在着不同程度的系统性差异。根据目前的校准，我们重新确定了太阳的颜色。我们还研究了目前正在进行的大规模低到中分辨率恒星光谱巡天所产生的有效温度的系统误差。我们表明，校准的颜色（$g-K_{\rm s}$）在目前的工作提供了一个宝贵的工具，为那些正在进行或即将到来的调查估计恒星的有效温度。
2015-08-25 astro-ph.SR
Surface brightness-color relations for red giant branch stars: Observational constraints on metallicity effects using the ARD method
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
利用APOKASC-3中2000多颗红巨星支恒星，结合星震学半径和Gaia距离推导的角直径，校准了面亮度-颜色关系，发现金属丰度效应在V-K_s=2-3范围内很弱，对预测角直径影响小于1%。
2026-06-23 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars II. Dust production at varying metallicity
本文给出了用COLIBRI程序计算的新恒星模型的热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）相的尘埃喷出物。我们使用的M和C-星的尘埃生长加上固定风的形式主义。在这种形式主义的原始版本中，M-巨星中硅酸盐尘埃最有效的破坏过程是H2分子的化学溅射。对于这些恒星，我们发现，尘埃颗粒只能形成在相对较大的径向距离（r~5 R*），在那里他们不能有效地加速，与其他调查。根据最近的实验室结果，我们还考虑了另一种情况，即硅酸盐的冷凝温度仅由生长和自由蒸发过程（即无化学溅射）之间的竞争决定。与后一种方法，我们得到的灰尘冷凝温度显着高于（高达Tcond~1400 K）时发现，包括化学溅射（Tcond~900 K），并在更好的协议与冷凝实验。因此，硅酸盐颗粒可以在星周包层的内部区域（r~2 R*）保持稳定，在那里它们可以快速生长并可以有效地加速。通过这种修改，我们的模型很好地再现了银河系M巨星的终极速度和质量损失率之间的观测趋势。对于C-星的形式主义是基于均匀的增长计划，其中的关键作用是由碳超过氧过剩。这些模型相当好地再现了银河系恒星的终极速度，而且没有必要对标准假设进行修改。随着金属含量的降低，碳过剩变得更加明显，粉尘形成的效率增加。这一趋势可能与最近的观测证据相矛盾，这些证据有利于降低金属丰度的效率。
2013-06-26 astro-ph.SR
Effect of Metallicity on the Evolution of the Habitable Zone from the Pre-Main Sequence to the Asymptotic Giant Branch and the Search for Life
在恒星演化过程中，宜居带的位置和宽度随着恒星光度和半径的变化而变化。一颗行星在距离恒星一定距离处的可居住时间，很大程度上受宿主恒星的特性影响。对这些影响的量化可以在观测上用于寻找附近恒星周围的生命。可居住的时间越长，生命进化的可能性就越大。从宜居带的演变中推断出的科学要求，将有助于准备旨在探测生命的观测技术。我们提出了一个研究的宜居带周围的恒星1.0，1.5，和2.0 M $_{\odot}$的金属丰度范围从Z=0.0001到Z=0.070的演化。我们还考虑了宜居带从主序前到渐近巨分支的演化。我们发现，金属丰度强烈影响的持续时间的宜居带的行星，以及距离主星的持续时间最大化。对于一颗1.0 M的近太阳金属丰度Z=0.017的$_{\odot}$星，在距离恒星1.2 - 2.0 AU处，宜居带的持续时间为$>$ 10 Gyr，而对于高金属丰度星，其持续时间为$>$ 20 Gyr（Z=0.070），而低金属丰度星（Z=0.0001）的$\sim$ 4 Gyr在1.8 ~ 3.3 AU。对于1.5和2.0太阳质量的恒星也得到了相应的结果。
2013-04-04 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
Heavy-metal Jupiters by major mergers: metallicity vs. mass for giant planets
一些质量超过1000亿的系外行星含有$\sim$ $100\, M_\oplus$的金属，远高于固体核心中通常需要的$\sim$ $10\, M_\oplus$，以通过失控的气体吸积触发巨型行星形成。我们证明，这种“重金属的陨石”可以导致行星合并附近的$\sim$ 10 au。以失控速率吸积气体的多个核相互引力扰动到交叉轨道上，使得平均合并速率等于气体吸积速率。同时合并和气体吸积意味着核心质量与行星总质量成比例，因为$M_{\rm core} \propto M^{1/5}$ -较重的行星拥有较重的核心，与观察到的质量-金属丰度关系一致。虽然平均气体巨星合并一次以使其核心加倍，但其他气体巨星可能合并多次，因为合并树生长混乱。我们发现，分散的合并固有的结果可以重现大分散在观测到的行星金属丰度，假设$3-30\, M_\oplus$前失控的核心。合并可能与金属丰度、偏心率和自旋相关。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stromgren photometry of Galactic Globular Clusters. II Metallicity distribution of red giants in Omega Centauri
我们提出了新的中间带Stroemgren测光的基础上超过300 u，v，b，y图像的银河系球状星团欧米茄岑。光学数据得到了新的多波段近红外测光（350 J、H、K_s图像）的补充。最终的光学近红外目录覆盖了整个星团中心超过20*20弧分平方的区域。我们使用不同的光学-近红外颜色-颜色平面，结合文献中的自行数据来识别候选星团红巨星（RG）。通过采用不同的Stroemgren金属丰度指数，我们估计了约4,000个RG的光度金属丰度，这是有史以来收集的最大样本。金属丰度分布呈多峰型（[Fe/H]_phot=-1.73+/-0.08，-1.29+/-0.03，-1.05+/-0.02，-0.80+/-0.04，-0.42+/-0.12和-0.07+/-0.08 dex）和贫金属尾部的锐截止（[Fe/H]_phot<=-2 dex），这与光谱测量非常一致。我们将其划分为四个亚群，即贫金属（MP，[Fe/H]<=-1.49）、中间金属（MI，-1.49<[Fe/H]<=-0.93）、富金属（MR，-0.95<[Fe/H]<=-0.15）和太阳金属丰度（SM，[Fe/H]~0）。最后一组只包括一小部分恒星（~8+/-5%），应该通过光谱确认。此外，利用不同光度指数的金属丰度差异，我们发现19+/-1%的RG是候选CN-强星。这个分数与最近的光谱估计相当吻合，可能意味着很大一部分双星。Stroem…
2009-09-25 astro-ph.SR
Constraining Metallicity-dependent Mixing and Extra Mixing using [C/N] in Alpha-Rich Field Giants
巨星分支的内部混合是影响恒星演化和星系化学演化的重要过程。虽然已经提出了几种机制来解释这种混合，更好的经验约束是必要的。在这里，我们使用来自SDSS-IV/APOGEE-2数据发布14的26097颗演化恒星的[C/N]丰度来追踪旧场巨星中的混合和额外混合，其中-1.7< [Fe/H] < 0.1。结果表明，在任何一次上挖之前，APOGEE的[C/N]比值是依赖于金属丰度的，而对于[Fe/H] ~-1以上的恒星，第一次上挖时[C/N]的变化则与金属丰度无关。我们确定了红巨星分支（RGB）凸起的位置是金属丰度的函数，注意到在凸起上方0.14 dex（log g）的低金属丰度恒星（[Fe/H] <-0.4）发生了金属丰度相关的额外混合事件，并证实这种额外混合在低金属丰度时更强，在[Fe/H] =-1.4时达到$Δ$ [C/N] = 0.58 dex。我们发现了在[Fe/H] <-1.0的恒星中，在凸点上方的上巨星分支上进一步额外混合的证据。这种上部巨分支混合在金属更贫乏的恒星中更强，每1.0 dex（log g），[C/N]就达到0.38 dex。红团（RC）星的APOGEE [C/N]比明显高于RGB顶端的恒星，这表明在氦闪光期间发生了额外的混合过程，或者在红团RC样品中可能存在未知的C和N丰度零点。最后，由于额外的混合，我们注意到，目前的[C/N]比和年龄之间的经验校准不能天真地外推…
2019-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of thermohaline mixing on low-metallicity asymptotic giant branch stars
我们研究了热盐混合对低金属量渐近巨星分支（AGB）恒星包络组成的影响。我们已经发展了1，1.5和2个太阳质量的模型，从主序前的热脉冲渐近巨分支的末端，在整个模拟中应用温盐混合。与其他作者一致，我们发现热盐混合大大减少了氦-3丰度的红巨星分支的上部在我们的最低质量模型。然而，剩余的少量氦-3足以驱动AGB上的热盐混合。我们发现，热盐混合是最有效的，在早期的热脉冲，其效率下降，从脉冲。氮在这个过程中没有受到实质性的影响，但我们确实看到了碳13的实质性变化。在早期热脉冲期间，碳-12与碳-13的比率显著降低，但可以看到该过程的功效迅速降低。当这个过程在几个脉冲后停止时，碳-12与碳-13的比率仍然能够达到10^3-10^4的值，这与在碳增强贫金属恒星中测量的值不一致。我们还注意到锂-7丰度的惊人增加，在1.5太阳质量模型中，锂-7的对数达到2.5以上。因此有可能得到同时富含C和Li的恒星。我们将我们的模型与尚未达到巨分支的碳增强贫金属恒星中的碳和锂的测量进行比较。这些模型可以同时再现碳增强的贫金属关闭恒星的碳和锂丰度，但观察到的氮丰度仍然无法匹配。
2009-12-04 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
Asymptotic Giant Branch stars at low metallicity: the challenging interplay between mass loss and molecular opacities
我们调查的主要物理性质的低金属量渐近巨星分支恒星，目的是量化的不确定性，目前影响这些恒星的预测化学产率，与质量损失和分子不透明度的描述。我们发现，以上的阈值质量，M ~ 3.5Msun的Z=0.001，结果是很少依赖于不透明度的处理，只要热底燃烧防止表面的C/O比超过1，这些大质量的AGB星的产量预计将主要取决于对流的效率，与相对温和的依赖于质量损失的描述。一个更高程度的不确定性与产量较小的模型，这严重依赖于所采用的分子不透明度。存在一个质量区间，比如说2.0-3.0Msun（确切的范围取决于质量损失），其中六溴代二苯甚至可能在含碳分子的不透明性产生的冷却之后消失。这些恒星的产额是最不确定的，氮和钠产额的变化范围最大（高达~ 2dex）。对于非常低质量的模型，没有经历热底部燃烧（M< 1.5Msun），质量损失的描述和对流边界的处理对于第三次疏浚的发生是至关重要的，对CNO产量有相当大的影响。
2010-07-15 astro-ph.SR
The lithium abundances for a large sample of red giants
在考虑非LTE校正的情况下，推导了378 G/K巨星的锂丰度。其中，有23颗恒星拥有行星系统。锂丰度的研究，作为金属丰度，有效温度和旋转速度的函数，以及一个巨大的行星对G/K巨星的影响。结果表明，锂丰度是金属丰度和有效温度的函数。锂丰度与vsini $<$ 10 km s $^{-1}$处的自转速度没有相关性。具有行星的巨行星存在较低的锂丰度和缓慢的旋转速度（vsini $<$ 4 km s $^{-1}$）。我们的样本包括3颗富锂G/K巨星，36颗锂正常星和339颗锂耗尽星。该样品中富锂恒星的比例与文献中小于1 $\%$的一般比例一致，并且显示正常Li量的恒星被认为在当前星际介质中具有相同的丰度。对于贫锂巨星，许多中等质量（1.5-5 M $_{\odot}$）的G/K巨星在主序星阶段可能已经发生了缺锂。最后，我们提出了锂丰度和运动学参数的一个扩大的样本的565巨星使用的文献汇编，并确认锂丰度是金属丰度和有效温度的函数。利用放大的样品，我们研究了薄盘巨星和厚盘巨星中锂丰度的差异，发现厚盘巨星中锂丰度比薄盘巨星中的锂丰度更贫化。
2014-04-07 astro-ph.SR
Heavy-element yields and abundances of Asymptotic Giant Branch models with a Small Magellanic Cloud metallicity
我们提出了新的理论恒星产额和表面丰度的渐近巨星分支（AGB）模型的金属丰度适合恒星在小麦哲伦云（SMC，$Z= 0.0028$，[Fe/H] $\approx -0.7$）。新的演化序列和后处理核合成的结果之间的初始质量为1 $M_{\odot}$和7 $M_{\odot}$，其中7 $M_{\odot}$是一个超AGB星的O-Ne核心。高于1.15 $M_{\odot}$的模型在AGB期间变得富碳，并且热底部燃烧在模型$M \ge 3.75 M_{\odot}$中开始。我们提出恒星表面丰度作为C到Bi之间元素的热脉冲数的函数，以及Fe和Ni元素的同位素比的选择（例如，$^{12}$ C/ $^{13}$ C），可与观察结果进行比较。积分恒星产额为每个模型中的氢，氦和所有稳定的元素，从C到Bi的网格。我们提出了4- 7 $M_{\odot}$之间的中间质量模型的进化序列和三个质量（$M=3.75, 5, 7M_{\odot}$）的核合成结果，包括两个广泛使用的AGB质量损失处方的$s$ -过程元素。我们讨论我们的新模型的背景下，发展AGB星和后AGB星在小麦哲伦星云，钡星在我们的银河系，银河系球状星团的组成，包括镁同位素与我们的模型类似的金属丰度，和太阳前的颗粒可能有一个起源于贫金属AGB星。
2018-03-06 astro-ph.SR
New Temperature and Metallicity Scale of Cool Giants from K-band Spectra
我们在这里提出的定量诊断工具，采用低分辨率的近红外光谱的$K$波段的冷巨星的恒星星族的研究。在这项研究中，总共使用了260颗冷巨星（用X-shooter观测到的177颗恒星和用NIFS观测到的83颗恒星），覆盖了比早期工作更宽的金属丰度范围。在降低光谱分辨率（R $\sim$ 1200）后，我们测量了一些选定的重要$K$带光谱特征（如Na I，Fe I和$^{12}$ CO）的等效宽度，以研究基本参数（例如有效温度和金属丰度）的光谱行为。我们推导出经验关系，以测量有效温度使用$^{12}$ CO第一泛音带在2.29 $μ$ m和2.32 $μ$ m，并显示了详细的定量金属依赖这些相关性。我们发现，经验关系的基础上太阳附近的恒星可以纳入大的不确定性，在评估$T_{eff}$的贫金属或富金属的恒星。此外，我们探索了所有的光谱线，以建立与金属丰度的经验关系，并发现在2.29 $μ$ m线处Na I和$^{12}$ CO的组合的二次拟合在[ $Fe/H$ ] $\leq$ $-$ 0.4 dex处产生了可靠的经验关系，而任何线的线性拟合为具有[ $Fe/H$ ] $\geq$ 0.0 dex的恒星提供了良好的金属丰度标度。
2020-12-19 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
Chemical Composition of Faint (I~21 mag) Microlensed Bulge Dwarf OGLE-2007-BLG-514S
本文给出了银河系核球中一颗微透镜G矮星的高分辨光谱，光谱温度T_eff = 5600 +/- 180 K。这颗I~21等的恒星在观测时被放大了1160到1300倍。它的高金属丰度（[Fe/H] = 0.33 +/- 0.15）使这颗恒星位于核球巨星金属丰度分布的上端。使用K-S检验，我们发现一个1.6%的概率，已公布的微透镜凸起矮星共享一个潜在的分布与凸起巨人，适当占径向凸起金属丰度梯度。我们获得了15种元素的丰度测量值，并进行了严格的误差分析，包括参数之间的协方差。这颗恒星，像具有相同金属丰度的球巨星一样，没有α增强。它证实了在以前分析的凸起矮星中观察到的化学丰度趋势。在超太阳的金属丰度，我们观察到的差异之间的凸巨人和凸矮钠丰度。
2009-10-07 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
Intermediate-mass stars and the origin of the gas-giant planet-metallicity correlation
本研究测试了中等质量恒星的气态巨行星-金属丰度相关性，发现主序阶段相关性较弱，红巨星支阶段恢复强烈相关性，证实行星形成导致的贫金属物质吸积及对流包层演化是影响金属丰度测量的关键机制。
2025-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity of the globular cluster NGC 6388 from high resolution spectra of more than 160 giant stars
NGC 6388是银河系中质量最大的球状星团（GC）之一，它是一个古老的、富含金属的银河系隆起星团。通过利用以前的光谱观测，我们能够绕过与强场恒星污染有关的成员资格的不确定性。本文给出了在ESO-VLT上获得的12颗新巨星的UVES谱和150颗巨星的GIRAFFE谱的丰度分析。我们推导出径向速度，大气参数和铁丰度的所有恒星。当结合以前的数据，我们得到了一个总数为185恒星均匀分析NGC 6388从高分辨率光谱。185颗恒星的平均视向速度为81.2+/-0.7，rms = 9.4 km/s。UVES和GIRAFFE样品的平均金属丰度[Fe/H]=-0.480 dex，rms = 0.045 dex（35星）和[Fe/H]=-0.488 dex，rms = 0.040 dex（150星）。将这些值与丰度的内部误差进行比较，我们排除了集群内存在显著的内在金属丰度分布。由于NGC 6388中大约三分之一的巨星被认为属于HST伪彩色图中定义的所谓II型GC的“异常红巨星”，我们得出结论，要么增强的金属丰度不是解释这种分类的必要条件（正如NGC 362的零铁分布所暗示的那样），要么NGC 6388不是II型球状星团。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity relations in LMC and SMC from the slope of Red Giant Branch stars in globular clusters
基于23个LMC/SMC球状星团的近红外JHK测光，本文测量RGB斜率并建立其与年龄、金属丰度的关系，发现斜率无显著年龄依赖，但年轻与年老星团呈现不同正负趋势。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population Effects on the Metallicity Distribution Function Derived From the Red Giant Branch
我们已经测试了红巨星分支（RGB）的可靠性作为一个金属丰度指标占观测误差以及复杂的恒星形成历史（SFHS）和化学演化历史中观察到的各种恒星系统。我们生成模型颜色-星等图（CMD）与各种进化历史，并比较由此产生的金属丰度估计从RGB星的颜色和大小的真实输入金属丰度。我们在合成CMD中包含了光度误差和完整性的现实模型。正如预期的那样，对于以老恒星为主的简单的简单恒星星族，RGB提供了对恒星族的模块金属丰度值的非常准确的估计。这类研究的目标系统的年龄误差可能会产生十分之几个德克斯的金属丰度误差。这个金属丰度误差的大小线性依赖于年龄误差，我们发现这种依赖性与更精确的测光更强。如果星群在最近的$\sim$ 6 Gyr内经历了任何重要的恒星形成，那么从RGB中得出的金属丰度估计值[M/H]可能会有高达$\sim$ 0.5 dex的误差。也许这项技术最重要的考虑因素是对目标恒星系统的平均年龄进行准确、独立的估计，特别是如果很可能有很大一部分人口在$\sim$ 6 Gyr之前形成。
2015-04-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Formation of a wide-orbit giant planet in a gravitationally unstable subsolar-metallicity protoplanetary disc
本研究通过二维流体动力学模拟发现，在亚太阳金属丰度盘中，引力碎裂可形成宽轨道巨行星，其最小质量为1 M_J，为相关形成机制提供了证据。
2023-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating the Planet-Metallicity Correlation for Hot Jupiters
我们调查了巨大的行星金属丰度的相关性，从近15年的宽场地面调查采取了一组均匀的，公正的217热彗星。我们比较了主恒星的金属丰度场星使用贝桑松星系模型，允许两组之间的金属丰度测量偏移。我们发现热彗星优先围绕富含金属的恒星运行。然而，我们发现热彗星（$β=0.71^{+0.56}_{-0.34}$）的相关性是一致的，虽然稍微弱一些，比其他更长周期的气体巨行星的径向速度调查。这表明，热行星的形成过程可能与其他气体巨行星相似，只是它们的迁移历史不同。
2019-11-13 astro-ph.EP 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
Fluorine Abundances of Galactic Low-Metallicity Giants
利用7颗贫金属场巨星的F丰度和2σ上限，讨论了低金属丰度下恒星F的核合成。这些测量值来自23358 nm的HF（1-0）R9线，使用甚大望远镜CRIRES获得的近红外K波段高分辨率光谱。该样品的金属丰度低于先前对场巨星F的研究，范围从[Fe/H] = -1.56到-2.13。三维模型大气的影响上导出的F和O丰度的定量估计，并显示程序星是微不足道的。将观测到的F产额[F/O]与两套银河系化学演化模型进行了比较，定量地说明了II型超新星（SN II）ν-过程和渐近巨星分支/Wolf-Rayet星的贡献。结果发现，在这个低金属丰度区，模型不能很好地预测观测到的[F/O]分布，而考虑中微子能量为E_v = 3 × 10^53 erg的SN II ν-过程的模型能更好地拟合观测结果。我们的样本包含HD 110281，一个逆行的低α晕星，显示出与球状星团相似的F演化。这支持了这样一种理论，即晕星可能是从晕中球状星团的矮星系祖先吸积而来的。
2013-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity calibrations for dwarf stars and giants in the Geneva photometric system
我们使用最均匀的$Geneva$七色测光系统，以获得新的金属丰度校准早期的A到K型恒星，包括矮星和巨星。校准是基于几个光谱数据集，合并到一个共同的规模，我们将它们应用到疏散星团数据，以获得金属丰度规模和准确性的额外证据。总共给出了54个疏散星团的金属丰度。单颗恒星的校准精度一般低于0.1 dex，但对于疏散星团样本，我们发现基于几颗恒星的平均值的精度要好得多，分散度低至约0.03 dex。此外，我们结合新的结果与另一个全面的光度数据集，提出了一个目录的平均金属丰度超过3000 F和G型矮星与$σ\sim 0.06$ dex。利用$Geneva$新的金属丰度校准中几乎不变红的特点，该列表增加了1200多颗温度高达8500 K（或光谱类型A3）的较热恒星。这两个大样本非常适合作为其他数据的主要或次要校准品，我们已经确定了大约20个光谱数据集，这些数据集显示出高达约0.4 dex的偏移。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence that Mass Loss on the Red Giant Branch Decreases with Metallicity
本文利用年龄-速度弥散关系和红巨星下质量边界构建观测等龄线，并结合Kepler样本与疏散星团数据，发现红巨星支积分质量损失随金属丰度增加而减小，对现有恒星演化模型中的质量损失方案提出挑战。
2025-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
They might be giants: luminosity class, planet frequency, and planet-metallicity relation of the coolest Kepler target stars
我们估计了晚K型和早M型开普勒目标星的恒星参数。我们获得了382颗Kp-J>2（~K5及以后的光谱型）恒星的中等分辨率可见光谱。我们通过比较重力敏感指数（CaH，K I，Ca II和Na I）的强度与已知光度类恒星样本中的强度来确定光度类。我们发现巨星占开普勒目标星中明亮（Kp<14）恒星的96+-%，暗（Kp>14）恒星的7+-3%，明显高于开普勒输入星表（KIC）中恒星参数的比例。KIC的有效温度系统地高于我们通过将我们的光谱拟合到PHOENIX恒星模型而确定的温度（110 + 15 - 35} K）。通过对开普勒系外行星候选群体的蒙特卡罗模拟，我们发现当巨恒星被适当移除时，行星的出现率为0.36+-0.08，略高于使用KIC log（g）>4标准时的出现率（0.27+-0.05）。最后，我们表明，有没有显着差异的g-r颜色（探测金属丰度）之间的晚型开普勒星与过境地球到海王星大小的系外行星候选人和矮星没有检测到过境。我们表明，先前声称这两个人口之间的偏移是最有可能的工件，包括大量的错误识别的巨人。
2012-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Correlation Between Metallicity and the X-Shaped Morphology of the Milky Way Bulge
我们证明，未能正确地考虑恒星演化可以偏见的结果，在银河系核球恒星的空间形态的测定，集中在X形是否更明显的问题之间的金属丰富的恒星比金属贫乏的恒星。我们认为，这一趋势，最近声称由三个独立的团体，可能被高估了，因为它是相对更容易检测到双峰的距离分布函数在较高的金属丰度。这是由于三个因素。首先，在d（V-I）_{RC}/d\[M/H] ~ 0.25星等^{-1}水平上，红团和红巨星的内禀色随金属丰度而变化，因此，在光谱样本中红团和红巨星的比率将取决于任何研究的光度选择。其次，随着金属丰度的增加，红巨星分支的上升持续时间缩短，红团的寿命增加，这使得红团与红巨星的比例在球核金属丰度分布函数的范围内增加了约33%。最后，在相同的金属丰度区间内，红巨星分支凸点星的有效数量预计将增加约200%，它们的存在随着两个红色团块的观测参数而退化，在距离模分布的第二个峰值中产生了虚幻的信噪比增加。
2014-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar loci IV. Red giant stars
在本系列的第四篇论文中，我们利用斯隆数字巡天（SDSS）条纹82区域的红巨星光谱样本，给出了与金属度相关的红巨星的恒星颜色轨迹。这些恒星的颜色g-i范围为0.55 - 1.2等，金属丰度[Fe/H]为-0.3-2.5，表面重力log g值小于3.5 dex。和主序星一样，红巨星的内禀轨道宽度也很窄，最大只有几个毫等。然而，红巨星和MS星的金属度依赖的恒星轨迹之间存在系统差异。红巨星的颜色对金属丰度的敏感度低于MS星。有了好的光度学，红巨星的光度学金属丰度可以通过同时拟合u-g，g-r，r-i和i-z颜色来可靠地确定，精确度为0.2 - 0.25 dex，与信噪比为10的低分辨率光谱学可达到的精度相当。通过对红巨星和MS星星轨线拟合结果的比较，提出了一种基于SDSS测光的红巨星和MS星判别方法。该技术在选择[Fe/H] $\le$-1.2的贫金属红巨星时达到了~ 70%的完整性和~ 80%的效率。这为利用红巨星研究星系晕的结构和组合历史提供了重要的工具。
2021-09-14 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
Retired A Stars Revisited: An Updated Giant Planet Occurrence Rate as a Function of Stellar Metallicity and Mass
对演化恒星的系外行星调查提供了越来越多的证据，证明巨行星的形成不仅取决于恒星的金属丰度（[Fe/H]），还取决于质量（$M_\star$）。然而，测量亚巨星和巨星的精确质量比测量它们的主序星更具挑战性，这导致了最近对恒星质量和行星出现之间相关性的真实性的担忧。为了解决这些问题，我们使用HIRES光谱对245颗次巨星的样本进行光谱分析，并得出新的大气和物理参数。我们还首次以均匀的方式计算了该样品的空速。当在恒星质量的计算中考虑红化修正并对结果应用-0.12 M的$_{\odot}$偏置时，亚巨星的质量与它们的空间速度分布是一致的，与文献中的说法相反。同样，我们对它们自转速度的测量进一步证实了具有$M_\star \geq 1.6$ M $_{\odot}$的亚巨星（“退休A星”）的质量在以前的分析中没有被高估。使用这些新的结果，我们的样本演化的恒星，再加上更新的样本FGKM矮星，我们证实，巨行星的发生增加与恒星质量和金属丰度高达2.0 M $_{\odot}$。我们发现，形成一个巨大的行星的概率是一个近似的一对一的函数的金属总量的原行星盘$M_\star 10^{[Fe/H]}$。这种相关性为行星形成的核心吸积机制提供了额外的支持。
2019-05-31 astro-ph.EP 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
$H$-band Temperature and Metallicity Indicators for Cool Giants: Empirical Relations in Bayesian Framework
我们探索了近红外$H$波段大气窗口，旨在为利用低分辨率光谱推导冷巨星（$T_{eff}$ $<$ 5000 K）的恒星参数，例如有效温度（$T_{eff}$）和金属丰度（[ $Fe/H$ ]）提供定量诊断工具。我们从X-shooter光谱库中获得了177颗冷巨星，覆盖了比早期作品更宽的金属丰度范围（$-$ 2.35 dex $<$ [ $Fe/H$ ] $<$ 0.5 dex）。将光谱分辨率降低到R $\sim$ 1200，估算了几个重要光谱特征的等效宽度，并研究了光谱特征随恒星参数的变化规律。在贝叶斯框架下建立了推导$T_{eff}$和[ $Fe/H$ ]的经验关系。我们发现，$^{12}$ CO在1.56 $μ$ m和1.62 $μ$ m，以及$^{12}$ CO+MgI在1.71 $μ$ m是最好的三个$T_{eff}$指标，具有典型的准确度分别为153 K，123 K和107 K。三次贝叶斯模型提供了最佳金属丰度估计值，对于1.62 $μ$ m处的FeH、1.64 $μ$ m处的$^{12}$ CO和1.66 $μ$ m处的Fe I，其典型精度分别为0.22 dex、0.28 dex和0.24 dex。我们还显示了详细的定量金属丰度依赖性的$T_{eff}-$ EWs相关性定义三个金属丰度组，超日的（[ $Fe/H$ ] $>$ 0.0 dex），太阳的（$-$ 0.3 d…
2022-01-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Project AMIGA: Distance and Metallicity Gradients Along Andromeda's Giant Southern Stream from the Red Clump
巨大的南流（GSS）的M31，一个主要的吸积事件的基石签名，产生M31的形成和演化模型的关键约束。目前，我们对GSS的理解，在其几何形状和化学性质方面，要么来自宽场成像探测红巨星分支尖端以下的几个量级，要么来自孤立区域的深层成像或光谱学。在这里，我们采取了另一种方法，使用哈勃太空望远镜（HST）成像的特点，水平分支红团（RC）使用unbinned极大似然拟合光度函数（LF）从观察到的颜色星等图（CMD）。比较RC的平均震级在三个领域的投影距离为21，52和80千秒差距，从M31，我们发现一个视线距离梯度相同，最近的文献测量领域沿核心。我们还发现了初步的证据，视线距离分散增加与M31的投影距离。同时，在GSS核以西的52kpc区域，金属丰度至少与21kpc区域一样高，并且这两个区域的RC峰值颜色在0.2dex之内是相同的。我们讨论的距离和金属丰度梯度沿和垂直于GSS的背景下，最近的地面测光和光谱的结果，包括从GSS向西移动的金属丰度下降的证据，以及进一步约束恒星星族在GSS附近的前景。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
