Thermohaline mixing in evolved low-mass stars
热盐混合最近被认为发生在低质量红巨星中，对低质量恒星的化学产额有很大的影响。我们调查的作用，热盐混合恒星之间的1Msun和3Msun的演化过程中，在这些恒星的其他混合过程中的作用。我们使用的恒星演化程序包括旋转混合、内部磁场和热盐混合。我们证实，在红巨星阶段，热盐混合有可能降低主层序早期产生的^3He的丰度。在我们的模型中，我们发现这个过程只在初始质量M \simle 1.5Msun的恒星中对RGB起作用。此外，我们报告说，热盐混合也存在于核心氦燃烧和超越，并有可能改变表面丰度的AGB星。虽然我们发现旋转和磁混合是可以忽略不计的温盐混合在相关的层，温盐运动的相互作用与差分旋转可能是必不可少的，以建立红巨星温盐混合的时间尺度。为了解释在光度函数的凸起处观察到的表面丰度，混合过程的速度需要比我们的模型高出两个数量级以上。然而，目前尚不清楚温盐混合是否是造成这些表面丰度异常的唯一物理过程。因此，在现阶段，不可能根据观测结果校准温盐混合的效率。
2010-06-07 astro-ph.SR
On the Numerical Treatment and Dependence of Thermohaline Mixing in Red Giants
近年来，红巨星的热盐混合过程引起了人们的极大兴趣。在低质量和中等质量的恒星中，这种机制首先在光度函数中的凸起位置激活，并已被确定为驱动推断在这些恒星中发生的缓慢混合的可能候选者。这一过程的一个特别重要的结果是锂的破坏，这是由分子量反转驱动的。我们表明，锂破坏的程度，或在某些情况下生产，是非常敏感的恒星模型的数值细节。在标准的一维扩散近似温盐混合，我们发现，不同的演化代码，其默认的数值方案，可以产生不同的锂丰度彼此之间的许多数量级。这种不一致对于更快的混合更糟。我们用四个独立的恒星演化代码进行实验，并推导出收敛的数值解所需的空间和时间分辨率的条件。结果对使用的时间步长非常敏感。我们发现，到目前为止，在文献中发表的预测锂丰度应谨慎对待。
2014-11-02 astro-ph.SR
Is Thermohaline Mixing the Full Story? Evidence for Separate Mixing Events near the Red Giant Branch Bump
混合敏感元素的丰度，包括锂，[C/N]和12 C/13 C，已知在红巨星分支凸点附近发生变化。对这些变化最常见的解释是恒星内部的双扩散热盐混合。在这项分析中，我们调查的能力，温盐混合，以解释所观察到的时间，这些化学消耗事件。最近对锂和[C/N]的观测测量表明，锂的丰度在[C/N]丰度之前下降，而用MESA计算的温盐混合区传播的数值模拟表明，合成丰度同时下降。因此，我们得出结论，单独的温盐混合不能解释锂耗尽和[C/N]耗尽的不同事件，因为模拟预测的结晶性与单独滴的观察结果不一致。因此，我们邀请更复杂的理论解释所观察到的时间间隔，这些化学消耗事件，以及更广泛的观测探索范围内的质量和金属丰度。
2022-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: impact of extra-mixing on C- and N-abundances of giant stars
在甚大望远镜上利用火焰进行的GES巡天获得了大量巨星的高分辨率紫外线可见光谱，从而可以确定其表面关键化学元素C和N的丰度。众所周知，这些化学物质的表面丰度在红巨星分支的演化过程中会发生变化，这是由于额外的混合现象。我们调查的热盐混合对C和N丰度的影响，使用GES [C/N]测定与模拟的观测场之间的第一次比较，使用模型的恒星星族合成。我们通过用恒星演化程序STAREVOL计算的恒星演化模型，探讨了热盐混合对巨星化学性质的影响。我们将这些恒星演化模型纳入贝桑松星系模型中，模拟了由GES的UVES谱确定的[C/N]分布，并与观测结果进行了比较。包括温盐混合效应的理论预测与观测结果吻合得很好。然而，在GES与C和N丰度测量的场星的金属丰度接近太阳，热盐混合的效率不是很大。GES在疏散星团和球状星团中得到的C和N丰度清楚地表明了低金属丰度时热盐混合的影响，从而解释了在低质量和较老的巨星中观察到的[C/N]比。利用对团簇场星和疏散星团中碳同位素比值的独立观测，我们还证实了在解释12 C/13 C比值随恒星年龄变化的行为时，应考虑热盐混合的影响。总的来说，目前的模型，包括温盐混合是能够很好地再现C-和N-丰度在整个金属丰度范围内调查的GES数据。
2018-12-14 astro-ph.SR
Effects of thermohaline instability and rotation-induced mixing on the evolution of light elements in the Galaxy : D, 3He and 4He
最近对低质量和中等质量恒星的研究表明，这些恒星中化学元素的演化与标准恒星模型所提出的有很大的不同。旋转引起的混合改变了主序星的内部化学结构，尽管它的特征只有在演化的后期，当第一次出现时才被揭示出来。热盐混合可能是控制低质量红巨星分支恒星的光球成分的主要过程，并已被证明可以大大减少这些恒星中的净3He生产。这些新恒星模型的预测需要根据星系演化进行测试。特别是，轻元素D、3He和4He的演化结果应该与威尔金森微波各向异性探测器数据推断出的原始值以及不同银河系区域观测得出的丰度进行比较。我们研究了热盐混合和转动诱导混合对银河系轻元素演化的影响。我们计算银河系的演化模型，包括新的收益率从恒星模型计算热盐不稳定性和旋转诱导的混合。我们讨论了这些重要的物理过程作用于恒星的轻元素D，3He和4He在银河系中的演化的影响。银河系的化学演化模型计算与恒星产量，包括热盐混合和旋转适合更好的观测3He和4He在银河系比模型计算与标准的恒星产量。恒星模型中包含的热盐混合为银河系尺度上长期存在的“3 He问题”提供了解决方案。恒星模型，包括旋转引起的混合和热盐不稳定性重现D和4He的观察。
2012-04-10 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Thermohaline Convection: Implications for Extra-Mixing in Low-Mass RGB Stars
已知低质量恒星在它们的辐射带中会经历额外的混合，这些辐射带位于隆起光度之上的红巨星分支（RGB）。为了确定是否盐指运输的化学成分驱动的3He燃烧是足够有效的产生RGB额外的混合，2D数值模拟的热盐对流的物理条件对应的RGB的情况下进行了。我们发现盐指长度与直径的有效比值a_eff < 0.5比重现观测所需的值（a_obs > 7）小十倍以上。另一方面，使用来自线性稳定性分析的热盐扩散系数与a=a_obs一起能够很好地描述所有金属丰度下的RGB额外混合，以至于人们很容易相信它可能代表真正的机制。鉴于这些结果，后续的三维数值模拟的热盐对流的RGB的情况下，显然是必要的。
2010-06-28 astro-ph.SR
The Role of Thermohaline Mixing in Intermediate- and Low-Metallicity Globular Clusters
现在人们普遍认为，球状星团红巨星分支星奇怪的丰度模式是由于来自祖星的污染和原位额外混合的组合。在这种混合理论中，第一代恒星将丰度模式印入气体中，第二代恒星由此形成。混合理论表明，额外的混合是在两个人口和我们使用的[C/Fe]与光度的变化，以检查这种混合是多么有效。我们调查了观测到的红巨星分支M3，M13，M92，M15和NGC 5466作为一种手段来测试的温盐混合理论。第二个参数对M3和M13是中间金属丰度，我们的模型能够解释两个簇中碳沿RGB的演化。尽管如此，为了拟合M13中碳最贫乏的主序星，我们需要一个初始[C/Fe]丰度导致碳丰度低于观测值的模型。此外，我们的研究结果表明，M13中的恒星形成了一些原生氮（比M3中的恒星更高的C+N+O）。在贫金属的制度，只有NGC 5466可以暂时解释的温盐混合在多个人口。我们发现热盐混合无法模拟M92和M15中[C/Fe]的量级耗尽。看起来好像在这些星系团的光度函数碰撞之前发生了额外的混合。要使数据与模型相一致，首先需要比现有模型更深入地挖掘。
2012-02-13 astro-ph.SR
Characterizing Observed Extra Mixing Trends in Red Giants using the Reduced Density Ratio from Thermohaline Models
观测结果显示，在低质量的上巨分支恒星中，几乎无处不在地存在着额外的混合。最常见的解释是温盐混合。一维恒星演化模型包括各种热盐混合的处方，但使用观测数据直接区分热盐处方迄今为止是有限的。在这里，我们提出了一个新的框架，以促进直接比较：使用碳-氮测量从SDSS-IV APOGEE调查作为探针的混合和流体参数称为约化密度比从一维恒星演化程序，我们比较观察到的额外混合量的上巨分支预测的趋势从三维流体动力学模拟。使用这种方法，我们能够凭经验约束混合效率应如何随约化密度比而变化。我们发现所观察到的额外混合量与约化密度比密切相关，并且约化密度比和基本恒星参数之间的趋势在建模处方的选择中是稳健的。我们发现，可用的混合数据的恒星往往有相对较低的密度比，这应该告知未来的模拟工作所选择的制度。最后，我们表明，有增加混合在低的约化密度比，这是符合目前的流体动力学模型的温盐混合。这个框架的引入为理论建模工作设定了一个新的标准，因为不仅可以验证额外混合的量，而且可以验证额外混合程度与基本恒星参数之间的趋势。
2022-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Lithium in red giant stars: Constraining non-standard mixing with large surveys in the Gaia era
锂被广泛认为是恒星内部发生的非标准混合过程的良好示踪剂。我们提出了一个新的大型锂调查红巨星的结果，并结合调查从文献中探测旋转引起的混合和热盐双扩散不稳定性沿恒星演化的影响。我们确定了829颗巨恒星样本的表面锂丰度，其中一个大的子样本（810颗恒星）具有准确的盖亚视差，并补充了准确的依巴谷视差（19颗恒星）。我们的南北巨星样本的光谱是在三个地面天文台（OHP，ESO-La Silla，Mc Donald）获得的。我们确定了大气参数（Teff，log（g），[Fe/H]）和Li丰度。我们使用盖亚天体光度计和测光来确定我们的物体的光度，我们使用STAREVOL代码计算的恒星演化模型，用最大似然技术估计每个样本恒星的质量和演化状态。我们比较了所观察到的锂行为与恒星模型的预测，包括旋转和温盐混合。同样的方法被用于恒星从选定的李调查的文献。旋转引起的混合很好地解释了温度高于4200 K的恒星中锂的行为，与质量域无关。对于质量低于2 Msun的恒星，热盐混合导致进一步的锂耗尽低于RGB凸点的Teff（约4000 K），并在早期的AGB，如观察到的。根据我们采用的定义，我们在新样本中发现了0.8%到2.2%的富锂巨星。盖亚提出了一个新的旋转理解恒星的混合过程，我们的研究证实了旋转引起的过程和热盐混合的重要性。然而，需要星震学来确定富锂巨星的实际演化状态。
2019-10-29 astro-ph.SR
The thermohaline, Richardson, Rayleigh-Taylor, Solberg-Hoiland, and GSF criteria in rotating stars
目标。我们研究了旋转恒星中各种不稳定性的相互作用，这些不稳定性通常被认为是独立的。方法.分析研究的问题进行，帐户给出的辐射损失，μ梯度和水平湍流。结果不稳定性系综的扩散系数不是由每个不稳定性的特定系数之和给出，而是由一般方程的解给出。我们发现，热盐混合是可能的低质量红巨星，只有当水平湍流是非常弱的。在旋转恒星中，瑞利-泰勒不稳定性和剪切不稳定性需要同时处理。这导致了1/r ^（alpha）形式的转动定律被预言在alpha> 1.6568时是不稳定的，而通常的瑞利判据只预言在alpha> 2时不稳定。此外，剪切不稳定性在某种程度上减少主序星的瑞利-泰勒准则的效果。各种不稳定性准则在旋转恒星中的表达方式应不同于在简化几何中的表达方式。
2013-03-14 astro-ph.SR
Thermohaline mixing in extremely metal-poor stars
极贫金属（EMP）星是早期宇宙拼图中不可或缺的一部分，尽管EMP星的异常子类，如碳增强贫金属（CEMP）星得到了很好的研究，但它们占所有[Fe/H] $\sim -3.0$的EMP星的不到一半。红巨星分支上发生的碳消耗量（碳抵消）被用来确定EMP星的演化状态，这种抵消在CEMP和正常EMP星之间会有所不同。在恒星模型中采用的消耗机制（碳抵消量的来源）是非常重要的，然而，文献中唯一广泛使用的碳抵消量是来自恒星模型，使用热盐混合机制，不能同时匹配碳和锂丰度的观察一个单一的扩散系数。我们的恒星演化模型利用了一个改进的热盐混合模型，可以匹配贫金属球状星团NGC 6397中的碳和锂。我们比较我们的模型，在[Fe/H] $= -3$的EMP星样品的大部分，并表明我们的修改后的模型遵循的趋势的观察和消耗较少的碳相比，标准的温盐混合理论。我们的结论是，恒星模型采用标准的热盐混合形式主义高估碳抵消，因此CEMP星的频率，特别是在金属丰度碳正常的恒星占主导地位的EMP星人口。
2018-08-07 astro-ph.SR
Thermohaline instability and rotation-induced mixing II- Yields of 3He for low- and intermediate-mass stars
上下文银河系HII区的3 He含量非常接近太阳和太阳系，仅略高于标准大爆炸核合成预测的原始3 He丰度。然而，经典的恒星演化理论预测，低质量恒星的3 He的生产量很高，这意味着在银河系中3 He随时间的推移而大幅增加。这就是著名的“三个问题”。目标。我们研究的热盐和旋转引起的混合的生产和销毁的3 He在低，中等质量的恒星在不同的金属丰度的寿命的影响。方法.我们计算恒星演化模型的质量范围为1至6 M \odot的四个金属丰度，考虑到热盐不稳定性和旋转引起的混合。对于温盐扩散率，我们使用的处方的基础上的线性稳定性分析，再现红巨星分支（RGB）的丰度模式在所有的金属丰度。旋转引起的混合被处理考虑到纬向环流和剪切湍流。我们讨论了这些过程对内部和表面的3 He丰度和净产量的影响。结果在整个调查的质量和金属丰度范围内，旋转引起的混合降低了3 He的生产，以及恒星破坏3 He的质量上限。对于低质量的恒星，热盐混合发生在RGB凸块之外是强烈减少净3 He产量的主要过程相比，标准计算。然而，这些明星仍然是净3 He生产商。结论.总的来说，净3 He产率与标准框架预测相比大幅降低。
2011-09-26 astro-ph.SR
Thermohaline instability and rotation-induced mixing. I - Low- and intermediate-mass solar metallicity stars up to the end of the AGB
大量的光谱观测提供了令人信服的证据，证明非正则过程改变了低质量和中等质量恒星的表面丰度，超出了标准恒星理论的预测。我们研究了太阳金属丰度1-4兆太阳范围内热盐不稳定性和旋转诱导混合的影响。我们提出的演化模型，同时考虑热盐和旋转引起的混合在恒星内部。我们讨论了这些过程对恒星的化学性质的影响，从零年龄的主序列的第二个疏浚结束的早期AGB的中等质量的恒星和低质量的恒星的AGB尖端。模型的预测进行了比较，在银河系疏散星团和具有明确的演化状态的场星，以及在行星状星云中的锂，12 C/13 C，[N/C]，[Na/Fe]，16 O/17 O和16 O/18 O的观测数据。热盐混合同时解释了12 C/13 C，[N/C]和锂在比RGB凸起更明亮的低质量恒星中的观测行为，并且其效率随着初始恒星质量的降低而增加。在TP-AGB上，热盐混合导致锂的产生，尽管7 Li产率仍然为负值。虽然3 He恒星产量大大减少，由于这个过程中，我们发现，太阳金属丰度，低质量的恒星仍然净3 He生产商。旋转引起的混合被发现改变恒星的结构，使在质量范围之间的\sim 1.5和2.2 Msun的热盐不稳定性发生在红巨星分支比非旋转模型。最后，旋转占所观察到的恒星到恒星的丰度变化在一个给定的进化状态，是必要的，以解释CN处理的材料在中等质量的恒星的功能。
2010-06-28 astro-ph.SR
Thermohaline instability and rotation-induced mixing. III - Grid of stellar models and asymptotic asteroseismic quantities from the pre-main sequence up to the AGB for low- and intermediate-mass stars at various metallicities
从CoRoT和Kepler飞行任务中获得的大量恒星样本的星震约束条件为对恒星星族的地震特性进行各种统计研究铺平了道路。在本文中，我们评估了旋转引起的混合和热盐不稳定性对全球星震参数的不同阶段的恒星演化从零年龄的主要序列的热脉动渐近巨星分支区分恒星星族。我们提出了一个网格的恒星演化模型的四个金属丰度（Z = 0.0001，0.002，0.004和0.014）在0.85至6.0 Msun的质量范围。该模型计算与标准处方或包括热盐对流和旋转引起的混合。对于整个网格，我们提供了通常的恒星参数（光度，有效温度，寿命，.），以及全球地震参数，即大频率间隔和渐近关系，最大振荡功率ν_{max}对应的频率，最大振幅A_{max}，g-模的渐近周期间隔，不同的声波半径。我们讨论了旋转引起的混合的签名上的全球星震量，可以检测到的观测。热盐混合的影响可以通过光谱研究来确定，但不能用这里研究的全球地震参数来表征。但也不排除个别模式频率或其他精心选择的星震量可能有助于限制这种混合。
2012-04-23 astro-ph.SR
A combined study of thermohaline mixing and envelope overshooting with PARSEC: Calibration to NGC 6397 and M4
本文利用PARSEC恒星演化程序联合研究热盐混合与包层超射，通过拟合球状星团NGC 6397和M4的观测数据，确定包层超射效率参数Λe=0.6和热盐效率参数αth=50，并揭示两者对7Li丰度变化的显著影响。
2024-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photospheric diagnostics of core helium burning in giant stars
核心燃烧氦的原生红团（RC）星是演化的红巨星，是非常好的标准烛光。因此，这些恒星通常用于绘制银河系或确定与其他星系的距离。然而，将RC星与其演化程度较低的前体，即红巨星分支（RGB）星区分开来仍然是一个困难的挑战，并被认为是星震学的领域。在这项工作中，我们使用了1，676颗RGB和RC星的样本，这些恒星具有来自APOGEE巡天的单历元红外光谱和星震参数和分类，以表明光谱本身可以用于（1）预测星震参数，精度足够高，以（2）区分核心氦燃烧的RC和其他污染小于2%的巨星。这不仅可以从光谱测量中选择大量的标准烛光，而且还可以消除红巨星混合和质量损失的恒星演化研究的主要障碍之一。
2017-12-11 astro-ph.SR
Dive into the heart of red giant stars to better understand our Galaxy
CoRoT和Kepler观测的大样本恒星的星震约束的可用性为恒星星族的星震性质的统计研究铺平了道路，并成为更好地了解恒星结构和演化的有力工具。在这里，我提出的预测恒星模型计算的代码STAREVOL包括热盐混合旋转混合。我比较的理论预测的化学性质的恒星与最近的光谱场和集群恒星的观测，并讨论了这两种机制的影响，对asteroseismic诊断，以及对银河系的氦-3的化学演化。
2013-12-16 astro-ph.SR
Models of red giants in the CoRoT asteroseismology fields combining asteroseismic and spectroscopic constraints
上下文从CoRoT和开普勒飞行任务中获得的大量红巨星样本的星震约束条件为对恒星星族的地震特性进行各种统计研究铺平了道路。目标。我们使用第一个详细的光谱研究19颗CoRoT红巨星（Morel et al 2014）比较理论恒星演化模型与疏散星团NGC 6633和场星的观测。方法.为了探索旋转诱导的混合和热盐不稳定性的影响，我们比较表面碳同位素比和锂的丰度与恒星演化预测。这些化学物质对红巨星分支上的额外混合很敏感。结果我们估计质量，半径和距离为每个明星使用地震的约束。我们注意到依巴谷和地震距离是不同的。然而，由于不确定性，这可能并不重要。虽然星团成员的地震距离是自洽的，但它们比依巴谷距离稍大。这是一个应该在其他地方考虑的问题。包括热盐不稳定性和旋转引起的混合，以及地震确定的质量模型可以解释红巨星目标的化学性质。然而，有了这些恒星样本，我们无法对当前的恒星模型进行严格的测试。对模型物理学的更严格的限制将需要测量核心和表面的旋转速率，以及重力主导的混合模式的周期间隔。如开普勒所提供或柏拉图所预期的那样，大量具有较长时间序列的恒星将有助于集合星震学。
2015-05-06 astro-ph.SR
Population synthesis to constrain Galactic and Stellar Physics- I- Determining age and mass of thin-disc red-giant stars
盖亚的基石任务，加上补充调查，将彻底改变我们对银河系形成和历史的理解，提供准确的恒星质量，半径，年龄，距离，以及化学性质的非常大的样本恒星在不同的银河系恒星星族。使用改进的人口合成方法和新的恒星演化模型，我们试图评估的可能性，推导年龄和根据化学性质计算团簇星的质量。贝桑松星系模型（BGM）的新版本使用STAREVOL计算的新恒星演化轨迹。这些轨迹提供了从PMS到早期AGB的化学和地震性质。这是第一次，BGM可以探索发生在红色中的额外混合的效果-特别是，我们关注热盐不稳定性对化学性质的影响，以及利用表面[C/N]测定恒星的年龄和质量丰度比。额外混合对3 He，12 C/13 C，N和[C/N]丰度的影响是量化的。我们强调了星震学对区分属于银河系盘的场巨星演化状态的关键贡献。包含热盐不稳定性对12 C/13 C，3 He和[C/N]值的变化，揭示了不同金属丰度下热盐混合的效率及其对由[C/N]值确定恒星质量和年龄的影响。根据这些模型，我们提出了由化学丰度确定恒星年龄和质量的简单关系式，并强调了星族合成工具在检验恒星模型和内部输运过程中的作用恒星。我们表明，运输过程中发生的红巨星应考虑在确定年龄为未来的银河系考古学研究。（节略）
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of extra-mixing in field giants as traced by lithium and carbon isotope ratio
虽然标准的恒星演化没有预测到，但在红巨星分支（RGB）期间，由于额外混合，轻元素（如锂、碳和氮）的表面丰度会发生变化。这通常与RGB碰撞后的温盐混合有关。特殊的富含锂的RGB恒星也可能与增强的额外混合或外部污染有关。我们测量了166颗现场红巨星样本中的Li丰度和碳同位素比12 C/13 C，-0.3<[Fe/H]<0.2，目标是EXPRESS径向速度程序，以分析额外混合的影响。系外行星探测所需的多历元观测用于减少12 C/13 C测量中的大地污染影响。由于普遍存在上限，锂丰度模式是复杂的解释，但RGB和核心的He燃烧巨人之间的比较显示，额外的混合与温盐一致的效果。样本中锂含量最丰富的巨星，被归类为接近RGB凸起的RGB恒星，具有较低的12 C/13 C。考虑到12 C/13 C不应该受到行星吞噬的影响，这似乎不是高Li的来源。在RGB中，质量和12 C/13 C之间的相关性逐渐降低，而在水平分支中的相关性逐渐增加，这再次与温盐混合相一致。我们的数据还显示了12 C/13 C和[Fe/H]之间的相关性。二元性对Li或12 C/13 C没有明显影响。我们的示例显示了与RGB凹凸后的附加混合一致的行为。12 C/13 C为描述额外混合提供了新的线索，很可能是研究红巨星混合的最佳工具。对场星中12 C/13 C的额外测量将大大提高我们与模型进行比较和理解混合机制的能力。
2022-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Isotope Ratios in M10 Giants
在球状星团M10（NGC 6254）中，我们测量了31颗巨型分支星的碳丰度和$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$比，之前的CN和CH波段测量跨度为-2.33 $<$ M $_{\rm V}$ $<$ 0.18。通过比较$\sim 2.3\, μ\mathrm{m}$处的CO特征，特别是$2.37\, μ\mathrm{m}$处的$^{13}$ CO带头，与MOOG生成的合成光谱，确定丰度。观测到的光谱是用Gemini North上的GNIRS获得的，分辨率为R $\approx 3500$。来自红外光谱的碳丰度同意与以前的[C/Fe]测量发现使用CN和CH功能在近紫外/蓝色波长范围。我们发现，第一代恒星（CN-正常;共13颗恒星）的平均碳同位素比为$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$ = 5.10 $_{-0.17}^{+0.18}$，第二代恒星（CN-增强; 15颗恒星）的平均碳同位素比为$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$ = 4.84 $_{-0.22}^{+0.27}$。因此，我们发现在观测到的星等范围内，两个群体中恒星之间的$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$比率没有统计学上的显著差异。最后，我们创建了预期的碳，氮，和$^{12}\mathrm{C}/^…
2019-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bridging the Prandtl number gap: 3D simulations of thermohaline convection in astrophysical regimes
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
研究通过三维模拟展示了在恒星参数范围内热盐对流的模拟可能性，证明普朗特数差距并非导致模型与观测矛盾的原因。
2026-03-24 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Photospheric nitrogen abundances and carbon 12C/13C ratios of red giant stars
红巨星大气中的氮丰度和碳同位素比值（12 C/13 C）被认为是受氢燃烧产物的影响，并作为有用的探针来研究演化引起的包络混合的性质。通过对~8002- 8005 A区域的12 CN和13 CN谱线进行光谱拟合，我们测定了239颗晚G/早K巨星的[N/Fe]和12 C/13 C比值，目的是研究这些量与我们以前工作中报道的其他类似混合影响指标之间的关系。据证实，[N/Fe]值通常是超日的（通常是十分之几的dex，但在恒星之间有很大的差异），与[C/Fe]反相关，与[Na/Fe]相关，正如理论所预期的那样。从它们对恒星参数的依赖性可以看出，混合倾向于随着恒星光度（或质量）和自转速度的增加而增强，这在理论上也是合理的。相比之下，12 C/13 C比值在~5-50的范围内变化很大（峰值在~20左右），没有显示出对氯化萘循环物质混合引起的C或N丰度异常的系统依赖性。因此，我们对红巨星光球12 C/13 C比值的理解仍然是不完整的，需要更多的观测研究。
2019-08-21 astro-ph.SR
Photospheric Chemical Depletion in Post-AGB/Post-RGB Binaries with Second-Generation Protoplanetary Discs
本博士论文研究后AGB/后RGB双星中盘-双星相互作用驱动的光球化学损耗，通过对比原行星盘特征，间接探索第二代行星形成的可能性。
2025-10-24 astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Capella's Photospheric Abundances: Possible Influence of Stellar Activity
五车二是一颗光谱双星，由两颗G型巨星组成，其中第一颗（G8 III）是一颗正常的红团巨星，而第二颗（G 0 III）是一颗色球活跃的快旋巨星，显示出相当丰富的锂。最近，Takeda & Tajitsu（2017）报道了特定轻元素（例如，[C/Fe]或[O/Fe]）往往高得惊人，他们怀疑这只是由于高活动引起的异常大气结构造成的表面现象。为了验证这一假设，我们根据每个组分的解纠缠光谱确定了五车二的初级和次级元素丰度，以查看两者之间是否存在任何明显的分歧，这应该是由相同的化学成分形成的。我们发现，对于较重的元素，如Fe，主星略微超日（约+0.1dex），而次级星则是日下（约十分之几dex），导致主星和次级星之间存在明显的差异，尽管这种趋势在轻元素中没有看到（例如，C或0）。这些观测事实表明，在富锂巨星中发现的异常大的[X/Fe]比主要是由于Fe丰度的明显减少，我们推测这是由色球紫外辐射引起的过电离效应造成的。因此，我们的结论是，传统的模式大气分析将无法正确地确定丰度的快速旋转的巨星的高活动，正确的处理色球效应是需要得到真正的光球丰度。
2018-06-23 astro-ph.SR
An Investigation of Non-Canonical Mixing in Red Giant Stars Using APOGEE 12C/13C Ratios Observed in Open Cluster Stars
本研究利用APOGEE DR17中15个疏散簇的43颗红巨星12C/13C比值，发现观测结果偏离标准混合模型，证实了低质量RGB恒星普遍存在额外混合机制，但部分丰度模式与温盐混合模型不符。
2023-07-20 astro-ph.SR
The depletion of carbon by extra mixing in metal-poor giants
贫金属（[Fe/H] <= -2）但碳正常的巨星和富碳的巨星之间存在明显的二分法。前者在红巨星分支上经历了第一次疏浚后经历了显着的碳消耗，而后者似乎没有经历显着的消耗。我们调查这一点的背景下，额外的混合发生通过热盐不稳定性，由于燃烧的氦-3。我们提出了三种模型的[C/Fe]，[N/Fe]和碳-12/碳-13的演化：一个碳正常的贫金属恒星，和两个恒星，已从1.5太阳质量的AGB同伴吸积材料，一个已收到0.01太阳质量的材料，另一个已收到0.1太阳质量。我们发现碳正常贫金属星的行为很好地再现了这一机制。此外，我们的模型还表明，在富碳恒星中，碳消耗的效率显着降低。这种额外的混合机制能够再现正常碳和富碳恒星的观测特性。
2009-04-15 astro-ph.SR
Close to the Dredge: Precise X-ray C and N Abundances in lambda Andromeda and its Precocious RGB Mixing Problem
Chandra LETG+HRC-S和XMM-Newton RGS光谱中的类氢碳和氮形成于λ和主星的日冕中，这是一颗轻度贫金属的G8 III-IV第一次上升巨星，完成了大约5000万年前的挖掘，已经被用来精确测量其表面C/N比。我们得到了[C/N]=0.03+/-0.07的形式结果，这是典型的老盘巨星的结果，与1 M太阳或更小的恒星的标准挖掘理论一致。相比之下，这些恒星作为一个整体，包括λ And，12 C/13 C ~< 20，这比标准模型预测的要低得多。我们发现，旧的磁盘巨人的丰度是一致的模型，包括热盐混合开始于红巨星分支光度函数“凸点”。相反，λ和表明，12 C/13 C异常可以立即出现在疏浚后，与目前红巨星分支上的额外混合模型相反。
2011-09-16 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: II. Non-concordance of the oxygen abundance derived from two forbidden lines
在太阳中，630和636 nm处的两条禁[OI]线先前被发现提供了不一致的氧丰度。我们调查这种差异是否是太阳特有的，或者它是否也在其他恒星中观察到。方法：我们利用THEMIS、HARPS和UVES观测到的四颗矮星到关闭星、五颗巨星和一颗次巨星的高分辨率、高信噪比光谱来研究这两条谱线的相干性。结果：这两条谱线提供的氧丰度在我们观测的所有巨星中是一致的，在观测误差范围内。另一方面，对于可以测量的两颗矮星，南河三和次巨星五车二，636 nm的谱线提供了系统性的更高的氧丰度，就像太阳一样。结论：造成这种差异的唯一两个可能原因是NiI线与630 nm线混合的振子强度存在严重误差，或者在636 nm线中存在未知的混合物，这使得特征更强。CN谱线与636 nm谱线的混合不能对该差异负责。在红翼上形成636 nm线的CaI自电离线，不能很好地用我们的合成光谱模拟。然而，更好地再现这条线将导致来自636 nm的更高丰度，从而增加差异。
2013-05-08 astro-ph.SR
Fingering Convection in Red Giants Revisited
指状（热盐）对流已经被援引了几年，作为一种可能的额外混合，这可能发生在红巨星，由于在氢燃烧区的核反应引起的化学成分的修改。然而，最近的研究表明，这种混合不足以说明所需的表面丰度。最近提出了一种基于三维数值模拟的指进对流新处方（BGS）。所得混合系数大于文献中先前给出的混合系数。我们使用这个新系数计算模型，并将其与以前的研究进行比较。我们使用LPCODE恒星演化代码与GNA广义版本的混合长度理论计算红巨星模型，我们引入指状对流使用BGS处方。结果表明，虽然指进区现在已经到达动力对流区的外侧，但混合的效率还不足以解释观测结果。指进混合系数应增加两个数量级，以达到所需的表面丰度。我们确认，指状对流不能是混合过程中需要考虑的表面丰度在RGB星。
2014-09-15 astro-ph.SR
12C/13C isotopic ratios in red-giant stars of the open cluster NGC 6791
碳同位素比率，以及碳和氮的丰度，来自银河系中最富金属的星系团之一NGC 6791的11个红巨星成员的样本。选定的红巨星的平均金属丰度和标准偏差为[Fe/H]=+0.39+-0.06（Cunha et al. 2015）。我们使用SDSS-IV Apache Point Observatory星系演化实验（APOGEE）获得的高分辨率H波段光谱。在H波段使用高分辨率光谱的优点是CO的谱线被很好地表示，并且它们的谱线轮廓对12 C/13 C的变化敏感。12 C/13 C比率的值由光谱合成分析获得。NGC 6791中的12 C/13 C比值在6.3和10.6之间变化，与温盐混合模型的最终同位素比值一致。这里推导出的比值与从文献中获得的更多的贫金属红巨星的12 C/13 C，质量，金属丰度和演化状态之间的相关性进行了研究。
2017-11-28 astro-ph.SR
Building three-dimensional giant stellar models for common envelope simulations
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
通过将一维恒星模型映射到三维网格，并模拟核心核能和光球冷却，构建了用于共包层演化的三维红超巨星模型，发现无需松弛即可自然脉动。
2026-09-22 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants - II. AE Ara, BX Mon, KX TrA, and CL Sco
了解共生巨星的元素丰度对于解决化学成分在共生双星进化中的作用、绘制其母体种群地图以及追踪其质量传递历史至关重要。然而，很少有共生巨星的光球丰度是相当好的确定。这是关于从高分辨率（R ~ 50000）近红外光谱确定共生巨星化学组成的系列论文中的第二篇。结果提出了在AE Ara，BX Mon，KX TrA和CL Sco系统的晚型巨星。采用标准的本地热平衡（LTE）分析和恒星大气模型的光谱合成被用来获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（Sc，Ti，Fe和Ni）的元素。分析结果表明，BX Mon、KX TrA和CL Sco的亚太阳金属丰度分别为[Fe/H] ~ -0.3或-0.5，这取决于微湍流的大小。AE Ara显示金属丰度接近太阳约0.2 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。在BX Mon的情况下，第一次疏浚也证实了低12 C/13 C同位素比值~8。
2014-12-02 astro-ph.SR
Enhanced extra mixing in low-mass stars approaching the RGB tip and the problem of Li-rich red-clump stars
本文提出低质量恒星接近红巨星支顶端时红巨星支额外混合增强并开始产锂，从而解释富锂红团簇星的起源，并论证 AMRI 或磁增强热盐对流是最可能的机制。
2024-10-17 astro-ph.SR
Homogeneous photospheric parameters and C abundances in G and K nearby stars with and without planets
我们提出了一个确定的光球参数和碳丰度的样本172 G和K的矮星，亚巨星，和巨人与和没有检测到的行星在太阳附近。该分析是基于高信噪比和高分辨率光谱观测的光谱，其观测数据是公开的。我们打算在比较恒星中轻元素行为的研究中贡献精确和均匀的C丰度，托管行星与否。这将为已经提出的可能异常的讨论带来新的论据，并将有助于更好地理解不同的行星形成过程。光球参数计算通过激发电位，等效宽度，和电离平衡的Fe线中选择的光谱。C_2 Swan的主要分子头带（5128和5165）和C原子线（5380.3）的光谱合成得到了C丰度。[C/Fe]与[Fe/H]的分布表明，无论是矮星还是巨星子样本，与没有发现行星的恒星相比，行星宿主恒星的行为没有差异。这一结果与目前观测到的化学丰度的原始起源假说相一致，而不是在行星系统形成和演化过程中的自富集。此外，与矮星相比，巨星明显缺乏[C/Fe]（~0.14 dex），这可能与演化引起的演化恒星包层中H燃烧产物的混合有关。次巨星，虽然数量很少，但似乎遵循与矮星相同的C丰度分布。我们还分析了样本恒星的运动学，大多数是银河系薄盘的成员。最后，与其他类似的研究进行了比较，并在不确定性，表现出良好的一致性。
2010-11-29 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
Photospheric Helium Abundance in Cool Giants -- A Comprehensive Study
本文通过对多颗冷巨星的高分辨率光谱进行丰度分析，首次测量了正常及富锂场巨星的光球层氦丰度，发现氦增丰常伴随锂增丰，并揭示锂增丰贯穿巨星支多个演化阶段，为解释巨星锂增丰机制提供了新线索。
2025-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: Mixing processes in low-mass stars traced by lithium abundance in cluster and field stars
我们的目标是通过研究主序列后Li表面丰度的行为来约束低质量恒星的混合过程。我们利用了来自Gaia-ESO第六次内部数据发布idr 6和Gaia早期数据发布3 edr 3的数据。我们选择了一个主序星、次巨星和巨星的样本，其中Li丰度是由Gaia-ESO巡天测量的，属于57个疏散星团，年龄从1.2亿年到大约7亿年，属于银河系场，覆盖范围[Fe/H]在-1.0和+0.5dex之间。我们研究的锂丰度作为恒星参数的函数的行为。我们比较观察到的Li行为在外地巨星和巨星属于个别集群的一组经典模型和模型的预测与混合引起的旋转和热盐不稳定性。与恒星演化模型的比较证实，经典模型不能再现数据所涵盖的金属丰度和质量制度中观察到的锂丰度。包括旋转引起的混合和热盐不稳定性的影响的模型占在我们的样品中观察到的锂丰度的趋势，在所有的金属丰度和质量范围。经典模型和旋转模型的结果之间的差异很大（高达~2 dex），使得锂成为限制低质量恒星混合过程的最佳元素。对于质量确定的恒星，我们发现观测到的表面丰度和模型与旋转引起的和温盐混合，前者占主导地位的主序列和主序列后演化的第一阶段，后者在光度函数的颠簸后，更好的协议。
2021-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The recurrent nova V3890~Sgr: a near-infrared and optical study of the red giant component and its environment
我们利用2019年爆发前后获得的数据，对周期性新星V3890 Sgr的红巨星成分进行了分析。对于$\log{g}=0.7$，其有效温度为$T_{\rm eff}=3050\pm$ 200 K，尽管$T_{\rm eff}$有适度的变化。相对于它们的太阳值，碳（$0.20\pm0.05$ ~dex）和钠（$1.0\pm0.3$ ~dex）都是过剩的，这可能是1990年新星喷发的喷出物被夹带到红巨星光球中的结果。我们发现$^{12}$ C/ $^{13}$ C $=25\pm2$，一个类似于其他复发新星中红巨星的值。对5- 38 $\,mu$ m区域的静态光谱的解释需要红巨星环境中光球SiO吸收和冷（$\sim400$ ~K）尘埃的存在。Na{ \sc i} D谱线区域的光谱很复杂，包括至少六个星际成分，以及2019年喷发的喷出物与双星平面中积累的物质之间相互作用的可能证据。三颗具有巨大二次爆发的周期性新星的环境尘埃含量不同，但光球的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值相似。SiO的基本波段最有可能在所有三颗恒星的光球起源。
2022-07-29 astro-ph.SR
Spectroscopic Study on the Beryllium Abundances of Red Giant Stars
对200颗红巨星（主要是晚G型和早K型）的铍丰度进行了广泛的光谱研究，这些红巨星是根据Subaru/HDS获得的高色散光谱从近紫外Be II 3131.066线确定的，目的是调查这些演化巨星表面Be含量的性质;例如，依赖于恒星的参数，随着其起源和建立时间的特殊程度。我们发现Be在这些演化巨星的光球层中相对于初始丰度有1-3 dex（或更多）的显著不足（从恒星到恒星的程度相差很大）。虽然Be丰度（A（Be））对T_eff、log g、[Fe/H]、M、年龄和v_sin i的依赖性很弱，但这可能是由于A（Be）的金属丰度依赖性以及这些恒星参数之间的相互关联，因为这种趋势在金属丰度标度的Be丰度（[Be/Fe]）中几乎消失。通过比较Be丰度（以及它们与Li和C的相关性）和最近基于复杂恒星演化计算的理论预测，我们得出结论，如此大范围/多样性的Be亏损很难仅仅用红巨星包层中的第一次挖掘的标准理论来解释，一些额外的混合过程（如旋转或热盐混合）必须负责，这大概已经开始在主序阶段运行。这一观点得到了这样一个事实的支持，即在靠近主序星的演化程度较低的中等质量B-A型恒星中可以看到明显的Be耗尽。
2014-06-27 astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study, LXXVI. Li Evolution Among Stars of Low/Intermediate Mass: The Metal-Deficient Open Cluster, NGC 2506
本文分析了NGC 2506从分叉到巨分支的视场中287颗恒星的HYPERANE光谱。根据以前的数据，22颗被确定为可能的双星; 90多颗被归类为潜在的非成员。使用谱线等效宽度和神经网络方法对~60颗红巨星和缓慢旋转的关闭星进行光谱分析，得到[Fe/H] = -0.27 +/-0.07（s.d.）和[Fe/H] = -0.27 +/-0.06（s.d.），分别Li丰度是由145个可能的单星成员得出的，44个是上限。在Li倾角以外的转折星中，A（Li）= 3.04 +/- 0.16（s.d.），没有颜色、亮度或旋转速度的趋势。从穿过亚巨星分支的分叉处开始，在巨星分支的底部有一个清晰的下降到A（Li）~1.25，伴随着旋转速度从~20到70 km/s之间下降到小于20 km/s的恒星进入亚巨星分支和更远。A（Li）从巨星分支底部到红巨星团水平保持有效常数。在星团上方的一个新成员重新定义了第一个上升红巨星分支的路径;它的Li比第一个上升红巨星低0.6 dex。除了一个例外，所有氦闪光后的恒星都有A（Li）的上限，在或低于最亮的第一颗红巨星的水平。的模式是在良好的定性协议与模型预测的低/中等质量的恒星进行旋转诱导的混合在关闭和亚巨星分支，第一次疏浚，和热盐混合超出红巨星凸点。
2018-02-09 astro-ph.SR
$^{12}$C/$^{13}$C of Kepler giant stars: the missing piece of the mixing puzzle
本研究测定71颗开普勒场巨星的CNO及碳同位素比值，结合星震、盖亚数据与含热盐混合的演化模型及模拟星表，揭示巨星支混合效率规律，解释碳同位素比值演化趋势并指出观测与模型的N/O差异问题。
2023-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep Mixing in Evolved Stars: I. The Effect of Reaction Rate Revisions from C to Al
我们目前的计算核合成在低质量红巨星分支和渐近巨星分支恒星的人口我经历扩展混合。我们采用更新版本的FRANEC演化模型，一个新的后处理代码的非对流混合和太阳丰度的最新修订。在这个框架内，我们讨论了最近的改进有关的反应速率质子捕获的影响，在中等质量的核（从碳到铝）。对于每个核心，我们简要讨论了新的选择及其动机。然后在参数化环流的基础上进行计算，与以前的工作相比，新的核输入的效果最好。我们发现，新的速率（特别是14 N（p，g）15 O反应）意味着相当大的修改后的主序星的组成。特别是，轻微的温度变化，由于质子捕获14 N的效率降低诱导丰度的变化在第一次疏浚（特别是17 O，其平衡比16 O是非常敏感的温度）。在这个新的假设中，AGB起源的前太阳氧化物颗粒几乎完全是由质量很低的恒星（M<=1.5- 1.7 Msun）产生的，永远不会变得富含C。现在解释18 O/16 O低于0.0015（第一次打捞允许的极限）的全部颗粒。此外，与以前的研究结果相反，现在没有非常低的17 O/16 O值（低于0.0005）的禁区。一个相当浅的类型的运输似乎是足够的CNO的变化在RGB阶段。温盐扩散和磁浮力引起的混合可能提供了一个合适的物理机制。热盐混合在任何情况下都不足以解释AGB上26 Al的产生。因此，其他运输机制肯定也在发挥作用。
2010-12-20 astro-ph.SR
Minifilament Eruptions as the Last Straw to Break the Equilibrium of a Giant Solar Filament
研究利用高分辨率观测证明，巨型太阳暗条爆发可由其下方一系列因弱磁通量消失而相继爆发的微型暗条通过多重磁相互作用触发。
2025-03-18 astro-ph.SR
Homogeneous abundance analysis of dwarf, subgiant and giant FGK stars with and without giant planets
我们分析了附近FGK恒星的高分辨率和高信噪比光谱，并没有检测到巨行星，以均匀地测量其光球参数，质量，年龄，和挥发性（C，N和O）和难熔元素（Na，Mg，Si，Ca，Ti，V，Mn，Fe，Ni，Cu和Ba）的丰度。我们的样本包含了309颗来自太阳附近的恒星（最远距离为100 pc），其中140颗是矮星，29颗是亚巨星，140颗是巨星。光球参数是由Fe Ⅰ和Fe Ⅱ谱线的等效宽度导出的。质量和年龄来自HR图上的演化轨迹和等时线的插值。丰度测定是根据难熔元素的选定原子线的等效宽度和C_2、CN、Cl、O I和Na I特征的光谱综合。我们应用一套统计方法来分析三个子样本的丰度。我们的研究结果表明：i）与矮星相比，巨星系统地表现出[C/Fe]丰度不足，[N/Fe]和[Na/Fe]丰度过高，这一结果通常归因于演化恒星包层中演化诱导的混合过程; ii）仅对于太阳类似物，元素丰度随凝结温度的变化趋势与年龄有关，而丰度与表面重力有关，这与最近的研究一致; iii）在[Fe/H]的情况下，除了O和Ba之外，所有分析的元素都系统地富集在[X/H]中（前者由于统计学的局限性），证实了文献中先前的发现，即不仅铁与行星形成有重要关系;当Mg到Cu元素组合在一起时，对于相同的金属丰度，巨行星宿主也显着过剩。
2015-05-07 astro-ph.SR
Barium Stars: Theoretical Interpretation
钡星是外生的渐近巨星分支（AGB）星。它们呈现出AGB星和后AGB星的s-增强特征，但处于较早的演化阶段（主序星矮星、次巨星、红巨星）。它们被认为是在双星系统中形成的，在双星系统中，一个质量更大的伴星演化得更快，在它的AGB阶段产生了s元素，通过恒星风污染了现在的钡星，成为一颗白矮星。这里分析了Allen & Barbuy（2006）和Smiljanic等人（2007）的钡星样本。在高分辨率和高S/N下获得两种样品的光谱。我们将这些观察结果与使用不同初始质量和13 C口袋效率分布的AGB核合成模型进行了比较。一旦找到整个元素丰度分布的一致解决方案，就应用适当的稀释因子。这种稀释的解释是，从AGB转移到现在观察到的恒星的富S物质与吸积体的信封混合。我们还分析了质量转移过程，得到了已知轨道周期的巨星和亚巨星的风速。我们发现的证据表明，温盐混合作用的内部主序星矮星，我们提出了一种方法来估计其深度。
2009-09-30 astro-ph.SR
The extent of mixing in stellar interiors: the open clusters Collinder 261 and Melotte 66
确定红巨星中的碳和氮丰度为测试恒星大气中的混合过程提供了有用的诊断。目的：我们的主要目的是确定疏散星团Collinder 261和Melotte 66中演化巨星的碳-氮和碳同位素比，并将结果与理论模型的预测进行比较。方法：高分辨率光谱分析使用差分模型大气方法。用C_2 Swan（0，1）带头在5635.5A处测得碳丰度。对含有氯化萘特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比率。氧丰度由6300 A的[O_I]线测定。结果：Collinder 261的元素丰度平均值为：[C/Fe]=-0.23 +-0.02（s.d.），[N/Fe]=0.18 ± 0.09，[O/Fe]=-0.03 ± 0.07。12^C/13^C的平均比值为11 +-2，考虑到4颗红色星团恒星和18颗星团上方的恒星。平均C/N比分别为1.60 ± 0.30和1.74。对于Melotte 66中的五颗恒星，我们得到：[C/Fe]=-0.21 +-0.07（s.d.），[N/Fe]=0.17 ± 0.07，[O/Fe]=0.16 ± 0.04。12 ^C/13 ^C和C/N比分别为8 +- 2和1.67 +- 0.21。结论：将所研究的疏散星团中恒星的12 ^C/13 ^C和C/N比值与恒星演化模型预测的比值进行了比较。Colinder 261和Melotte 66的12^C/13^C比值…
2016-03-31 astro-ph.SR
On Carbon Burning in Super Asymptotic Giant Branch Stars
利用2755个MESA恒星演化模型，研究了超渐近巨星分支（SAGB）恒星碳燃烧的详细而广泛的性质。第一碳点火的位置，淬火位置的碳燃烧火焰和闪光，角频率的碳核心，和碳核心质量的ZAMS质量，初始旋转速率，和混合参数，如对流过冲，对流，温盐和角动量运输的函数进行了研究。在一般情况下，我们发现这些属性的碳燃烧SAGB模型是不是一个强的函数的初始旋转配置文件，但一个敏感的函数的超调参数。我们准解析推导出一个近似的点火密度，$ρ_{ign} \approx 2.1 \times 10^6$ g cm $^{-3}$，预测的位置，第一个碳点火模型，点燃碳偏离中心。我们还发现，过冲移动ZAMS质量边界，偏离中心的碳点火发生在一个几乎均匀的速率$ΔM_{\rm ZAMS}$ / $Δf_{\rm{ov}}\approx$ 1.6 $M_{\odot}$。对于零超调，$f_{\rm{ov}}$ =0.0，我们的模型在ZAMS质量范围$\approx$ 8.9至11 $M_{\odot}$显示偏心碳点火。对于规范的过冲量，$f_{\rm{ov}}$ =0.016，偏心碳点火范围变为$\approx$ 7.2至8.8 $M_{\odot}$。只有具有$f_{\rm{ov}}$ $\geq 0.01$和ZAMS质量$\approx$ 7.2-8.0 $M_{\odot}$的系统显示出碳燃烧在离中心显著距离…
2015-06-03 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants. I. RW Hya and SY Mus
共生系统的研究对于我们理解发生质量损失或转移的双星系统的恒星演化具有相当重要的意义。元素丰度具有特殊的意义，因为它们可以用来跟踪质量交换。然而，很少有共生巨人的丰度是相当好的确定。在这里，我们首次详细分析了RW Hya和SY Mus系统中巨星的化学成分。分析基于高分辨率（R 50000）、高S/N、近红外光谱。光谱合成采用标准LTE分析和大气模型，以获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（Sc，Ti，Fe和Ni）的元素。我们的分析揭示了一个显着的亚太阳的金属丰度，[Fe/H]-0.75}，为RW Hya巨星确认其成员的星系晕人口和近太阳的金属丰度为SY Mus巨星。这两个天体的12 C/13 C同位素比值都很低，为6-10，表明这两颗巨星经历了第一次被挖掘。
2014-03-11 astro-ph.SR
FUSE, STIS, and Keck spectroscopic analysis of the UV-bright star vZ 1128 in M3 (NGC 5272)
我们提出了一个光谱分析的紫外线明亮的恒星VZ 1128在M3的基础上与远紫外线光谱探测器（FUSE），空间望远镜成像光谱仪（STIS），和凯克HIRES阶梯光栅光谱仪的观测。通过用非LTE H-He模型拟合凯克谱中的H I、He I和He II线，我们得到Teff = 36，600 K，log g = 3.95，log N（He）/N（H）=-0.84。恒星的FUSE和STIS光谱显示光球层吸收了C、N、O、Al、Si、P、S、Fe和Ni。没有观察到来自铁峰以外的元素的恒星特征。N V 1240双重谱线的两个分量都具有P~天鹅座轮廓，表明存在弱的星风，但没有看到其它的星风特征。这颗恒星的光球丰度似乎自它离开红巨星分支（RGB）以来变化不大。它的C、N、O、Al、Si、Fe和Ni的丰度与M3中红巨星的公布值一致，C、N和O的相对丰度遵循在星团RGB上看到的趋势。特别是，它的低碳丰度表明，该恒星在第三次挖掘开始之前离开了渐近巨星分支。
2015-06-30 astro-ph.SR
On the possibility of chemically driven convection in red giants. Implications for the He-core flash and mixing above the Red Giant Branch Bump
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）
研究探讨了红巨星中化学驱动对流的可能性，提出在红巨星分支突起上方或氦核心闪期间，均质分子量反转可能触发化学驱动对流，挑战传统稳定性标准。
2026-04-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Spatially resolving the thermally inhomogeneous outer atmosphere of the red giant Arcturus in the 2.3 micron CO lines
K巨星的外层大气具有热不均匀结构，由热的色球气体和冷的分子气体组成。我们目前的光谱干涉观测的多组分外大气的K1.5巨大的大角星（α Boo）在CO的第一泛音线附近2.3微米。我们在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上用AMBER仪器在2.28- 2.31微米处观测大角星，光谱分辨率为12000，投影基线为7.3，14.6和21.8米。VLTI/琥珀仪器的高光谱分辨率使我们能够在空间上解决大角星在个别CO线。观测到的干涉数据与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比模型预测的要大得多。它表明存在一个扩展的组件，这是不占目前的光球模型，这一良好的研究明星。我们发现，所观察到的AMBER数据可以解释的模型与两个额外的CO层以上的光球。内CO层位于光球层上方，恒星半径为1.04 +/- 0.02，温度为1600 +/- 400 K，CO柱密度为10^{20 +/- 0.3} cm^-2。另一方面，我们发现CO外层延伸到2.6 +/- 0.2恒星半径，温度为1800 +/- 100 K，CO柱密度为10^{19 +/- 0.15} cm^-2。内CO层的性质与先前从空间未分辨光谱分析中推断的那些基本一致。然而，我们的ABER观测表明，准静态冷分子成分延伸到2- 3个恒星半径，在该区域内色球风急剧加速。
2018-09-04 astro-ph.SR
Physical interpretation of the oscillation spectrum on the RGB and AGB
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（拉格朗日天体物理实验室，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；Univ Rennes, CNRS, IPR (Institut de Physique de Rennes) - UMR 6251（雷恩大学，法国国家科学研究中心，雷恩物理研究所）
研究通过分析RGB和AGB恒星的振荡光谱，揭示He²⁺电离区密度对地震参数的影响，以及质量损失和混合过程对红巨星分类的贡献。
2025-10-06 astro-ph.SR
A CO-multilayer outer atmosphere for eight evolved stars revealed with VLTI/AMBER
通过对一氧化碳（CO）第一泛音谱线的空间分辨，我们测定了8颗演化恒星的大气层物理参数，包括红超巨星天蝎座α、红巨星支星牧夫座α和十字座γ、K巨星天卫一、正常M巨星室女座BK和室女座SW以及Mira星长蛇座W（处于两个不同的光度相位）。我们在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上使用天文多波束组合（AMBER）仪器，在K波段的高分辨率模式（$λ/Δλ {\approx} 12000$）下，在2.28和2.31 $μm$之间，最大角分辨率为10 mas，使用三联望远镜配置获得，基线从7到48 m。通过使用一个数值模型的分子大气中的球壳（MOLsphere），称为PAMPERO（“物理方法的分子光球喷射在高角分辨率evOlved星”的缩写），我们添加多个扩展CO层以上的光球MARCS模型在一个足够的空间分辨率。我们使用微分可见度和光谱来估计CO分子球的尺寸（$R$）、其柱密度（${N_{CO}}$）和温度（${T_{mol}}$）沿恒星半径的分布。结合${χ^2}$最小化和精细网格方法的不确定性分析，导致合理的${N_{CO}}$和${T_{mol}}$分布沿恒星半径的MOL球。
2019-09-09 astro-ph.SR
