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 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
On the red-giant luminosity bump
当燃烧氢的壳层到达第一次对流疏浚后留下的成分不连续附近时，恒星在红巨星分支上演化时光度的增加被短暂中断。光度的非单调变化导致恒星的聚集，在星团的色星等图中的恒星分布中被称为“凸点”，这具有很大的诊断潜力。在这里，我提出的数值结果，这种行为和讨论的光度变化的物理原因，加强理解的现象的起源，因此其诊断潜力的目标。
2015-07-20 astro-ph.SR
Mirror principle and the red-giant bump: the battle of entropy in low-mass stars
低质量恒星演化为红巨星的过程仍然知之甚少。在这个演化过程中，恒星的核心收缩，同时，外壳膨胀--这一过程被称为“镜子”。此外，有一个短暂的阶段，其中增加光度的趋势被逆转。这被称为红巨星分支碰撞。我们通过考虑恒星中特定的熵分布及其随时间的变化来探索这两种现象的潜在物理原因。我们发现，在光度最大和光度最小的凸块之间没有镜子，恒星是完全收缩的。当燃烧氢的壳层达到平均分子量不连续点时，收缩停止，恒星重新获得镜像。这标志着凹凸的亮度最小值。
2020-01-16 astro-ph.SR
OGLE-III Detection of the Anomalous Galactic Bulge Red Giant Branch Bump: Evidence of Enhanced Helium Enrichment
我们测量了银河系凸起的红巨星分支凸起（RGBB），这是有史以来探测到的最富含金属的RGBB。RGBB光度函数在预期亮度处达到峰值，但其数密度相对于银河系球状星团校准值非常低，这意味着银河系球丘具有更高的氦富集参数ΔY/ΔZ $\ge$ 4.0（Y = 0.35），而不是标准的2.0（Y=0.27）。RGBB比I中的红团（RC）暗（0.71 +/- 0.02）等，朝向OGLE-III银河系球核光度巡天拍摄的致密恒星区（|l| $\le$ 4，2 <~ |b| $\le$ 4）。RGBB星的数密度是RC星的（12.7 ± 2.0）%。RGBB的亮度色散明显低于RC，这一结果很难解释，因为已知RGBB的光度随金属丰度显著变化。朝向有两个RC的银河系隆起的视线有两个彼此具有相似性质的RGBB，如果银河系的隆起是X形的，这是预期的结果。我们还发现了银河系隆起渐近巨分支凸点的初步证据，其亮度比I中的RC亮约1.1等，数密度约为RC的1.5%。考虑到RGBB对RC的最佳拟合参数的影响很小，使其最佳拟合峰值亮度偏移，并使其亮度色散分别降低约0.015 mag。
2011-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterising the AGB bump and its potential to constrain mixing processes in stellar interiors
在90年代，理论研究促使使用渐近巨星分支凸点（AGBb）作为标准烛光，因为它的光度和恒星金属丰度之间的依赖性很弱。由于观测到的渐近巨分支（AGB）样本的尺寸很小，检测AGBb不是一件容易的事情。然而，由于CoRoT，开普勒和TESS太空任务收集的大量数据，现在这是可能的。众所周知，AGB凸点提供了关于低质量恒星内部结构的有价值的信息，特别是关于混合过程，如核心氦燃烧阶段的核心过冲。在这方面，我们分析了开普勒和TESS观测到的约4，000颗演化巨星，包括红巨星分支星和AGB星，这些恒星的星震和光谱数据可用。通过使用统计混合模型，我们检测到的AGBb在最大振荡功率和有效温度的频率。然后，我们使用恒星天体物理学实验模块MESA恒星演化程序模拟AGB星，并将AGB星的出现与观测结果进行匹配。从观测中，我们可以得到AGBb的位置在15箱的质量和金属丰度。我们注意到，质量越大，AGBb在演化轨道上出现的时间越晚，这与理论工作一致。此外，我们发现当金属丰度增加时，AGBb的光度略有增加，这使得AGBb作为标准蜡烛的使用变得复杂。通过将这些观测结果与恒星模型进行拟合，我们注意到低质量恒星（M < 1.0 $M_{\odot}$）在核心He燃烧阶段需要一个小的核心过冲区域。这种核心过冲程度向高质量方向增加，但在M > 1.5 $M_{\odot}$以上，我们发现AGBb位置不能单独用真实的He核心过…
2022-07-28 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
Red Giant Branch Bump Brightness and Number Counts in 72 Galactic Globular Clusters Observed with the Hubble Space Telescope
我们提出了最广泛和最精确的红巨星分支凸块（RGBB）的亮度和数量计数进行了实证调查。我们实现了一种新的方法，并使用来自两个\textit{Hubble Space Telescope (HST)}球状星团（GC）调查的数据来测量72个GC中RGBB的亮度和恒星计数。亮度测量精度优于0.01 mag，计数精度达到10%。在适当的情况下，主序星关闭（MSTO）的位置和水平分支（HB）星的数量被用作比较。几个独立的科学结论是新的可能与我们的参数化的RGBB。亮度和计数被证明有第二个参数，除了他们的强烈依赖于金属丰度。在GC NGC 2808、5286、6388和6441中发现RGBB异常，可能是由于存在多个种群。最后，我们使用我们的经验校准来预测的性质的星系核球RGBB，如果类似的恒星物理的核球和银河系GC系统的假设成立。的RGBB性质的凸起被证明是不同的银河系GC系统，与前者具有较低的数量计数，较低的亮度色散和更明亮的峰值亮度比预期从后者。这种差异很好地解释了银河系隆起有一个更高的氦丰度比预期的GC，$Δ$ Y $\sim +$ 0.06的金属丰度中位数。
2013-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Red Giants' Toy Story II: Understanding the Red-Giant Branch Bump
红巨星分支凸块（RGBB）是星团红巨星光度函数中最值得注意的特征之一。它是由氢燃烧壳层通过对流包层最深穿透点处留下的成分不连续性造成的。当穿越不连续性时，通常的光度增加趋势在再次增加之前会有一小段时间的逆转，导致进化轨迹的曲折。尽管表面上看起来很简单，但光度下降背后的实际物理原因并没有得到很好的理解，人们提出了几种不同的解释。在这里，我们使用最近提出的一个简单的玩具模型的结构，低质量的红巨星，连同以前的结果，显示毫无疑问，在RGBB的光度变化可以追溯到平均分子量的变化层的顶部燃烧的外壳。而且这些变化发生在核时间尺度上。当燃烧壳接近不连续时，有效平均分子量的变化引起燃烧壳的温度下降，该温度下降被紧接在燃烧壳下面的层的随后反馈收缩所衰减。我们的工作表明，当应用正确，包括反馈的核心结构的核心质量的增加，壳源同源关系做了大量的定量工作，在解释的性质，充分的进化模型在RGBB。
2022-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
New PARSEC database of alpha-enhanced stellar evolutionary tracks and isochrones I. Calibration with 47 Tuc (NGC104) and the improvement on RGB bump
对银河系球核、球状星团、星系晕和银河系厚盘的精确研究需要有α增强和不同氦含量的恒星模型。这些模型对于银河系外的人口合成研究也很重要。为此，我们补充现有的PARSEC模型，这是基于太阳能分区的重元素，与α增强分区。我们收集详细的测量的金属混合物和氦丰度的两个人口的47图克（NGC 104）从文献中，并计算恒星轨道和等时线与这些α增强的成分。通过用HST ACS/WFC数据拟合精确的色星等图，从低主序星到水平主序星，我们标定了一些对低质量恒星演化很重要的自由参数，如对流包层底部的混合。这种新的校准显著改善了RGB凹凸亮度的预测。与所观察到的RGB和HB光度函数的比较也表明，进化寿命的预测是正确的。作为进一步的结果，这个校准过程中，我们得出的年龄，距离模量，红化，和红巨星分支质量损失为47 Tuc。我们应用新的校准和α增强的混合物的两个47 Tuc人口（[α/Fe] ~0.4和0.2）的其他金属丰度。新模型比以前的模型更好地再现RGB凹凸观察。这个新的PARSEC数据库，以及最新更新的阿尔法增强恒星演化轨迹和等时线，也将成为盖亚新恒星产品的一部分。
2018-01-22 astro-ph.SR
Asteroseismic sensitivity to internal rotation along the red-giant branch
恒星内部的角动量输运目前还没有很好的理解。星震学可以为我们提供恒星内部自转的估计，从而提高我们对角动量输运的理解。我们可以测量红巨星的核心旋转速率，我们可以使用偶极子（$l=1$）模式的测量来确定表面旋转速率的上限。在这里，我们的目标是确定理论上的灵敏度的模式，不同的球面度对表面旋转。此外，我们的目标是确定模式，可以潜在地增加灵敏度在中间半径。我们使用星震自转反演来探测红巨星模型中从红巨星分支底部到光度凸起的内部恒星自转剖面。我们使用的反演方法的乘法最优局部平均值（MOLA），以评估如何以及内部和表面的旋转速率可以从不同的模式集和不同的合成旋转配置文件恢复。我们确认，偶极混合模式是足够的设置约束的平均核心旋转速率在红巨星。然而，表面旋转速率估计只有偶极混合模式被污染的核心旋转。我们发现，从红巨星分支的基地，直到它达到最小值在0.6-0.8 $L_\text{bump}$由于浮力频率的小故障的表面旋转的灵敏度降低。此后，在凸块亮度之下存在一个狭窄的表面灵敏度增加范围。四极模和八极模在恒星外部具有更高的灵敏度。如果观察到，四极和八极模式使我们能够区分差分和固体旋转的对流区。为了获得在中间半径处的旋转速率的准确估计，需要具有$l\approx10$的球形度的声振荡模式。
2020-06-16 astro-ph.SR
Lithium in red giants: the roles of the He-core flash and the luminosity bump
研究了GALAH DR 3巡天中红巨星的锂丰度。稀有的富锂星A（Li）$\geq 1.5$被证实是He核燃烧星，属于或演化自质量和金属丰度相似的红团：$M\simeq 1.1\pm0.2{\rm M_\odot}$和[Fe/H] $\simeq-0.3\pm0.3$。在红巨星分支尖端的恒星的前身中，Li的丰度比Li的丰度高，这可能发生在所有这些红团星中。对GALAH目录中的元素丰度（C到Eu）的检查显示，红团巨星中没有异常丰度，特别是不依赖于Li丰度，其范围至少超过5 dex。锂的合成归因于红巨星分支尖端恒星的氦核闪光。来自恒星天体物理学实验模块（MESA）的模型与观测到的这些恒星沿着红巨星分支和红团簇的演化相匹配，但仅在观测到的红团簇巨星传播的低有效温度端。MESA模型较好地再现了红巨星分支上Li丰度的变化。提出了一种推测，一系列的氦核闪光不仅导致$^7$锂合成从一个明星的内部水库的$^3$ He，但也可能导致内部重组，导致观察到的有效温度传播的红团星在大约一个恒定的光度。巨人表现出显着的锂富集没有发现在其他的演化阶段，特别是，不直接与亮度凸点的红巨星分支的锂丰度增加不超过0.3德克斯。
2021-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling APOKASC-3 red giants: I. The first dredge-up and red giant branch bump
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
本文通过比较APOKASC-3数据与理论模型，研究红巨星分支突起和第一次 dredge-up 的观测特征，发现RGBB位置与理论预测存在系统性偏差，并探讨Li破坏与模型差异的矛盾。
2025-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Humps and bumps: The effects of shocks on the optical light curves of fundamental-mode RR Lyrae stars
本文介绍了光学引力透镜实验（OGLE）对银河系核球区1485颗RR~天琴座星的主激波和早期激波进行的最广泛、最均匀的研究。我们选取了测光质量较好的非调制基模RR~天琴座星。利用自行开发的方法，确定了相位光变曲线中主震和早震特征的中心和强度。我们发现，驼峰和颠簸的位置是高度相关的脉动特性的研究变量。具有明显主震的脉动星集中在周期振幅图的低振幅区域，而具有强烈早期冲击的恒星具有平均和高于平均的脉动振幅。还观察到主震和早期震与傅立叶系数之间的联系。在色星等图（CMD）中，我们看到了具有强激波和弱激波的恒星之间的分离。变星有一个明显的主震团靠近不稳定带（IS）的基本红色边缘，而有一个强烈的早期冲击的恒星往往聚集在中心和IS的基本蓝色边缘附近。激波的出现和它们的性质似乎与由所研究恒星的周期变化率估计的演化方向无关。此外，在银河核球中发现的两个主要奥斯特霍夫群之间的周期变化率的差异表明，奥斯特霍夫I型变星靠近零年水平分支，而奥斯特霍夫II型变星正在向不稳定带的基本红边移动，因此已经离开了零年水平分支。
2020-01-22 astro-ph.SR
Mixed Mode Asteroseismology of Red Giant Stars Through the Luminosity Bump
本文利用红巨星混合模式星震学方法，通过模型网格研究发现包层超射幅度和方案会显著影响偶极混合模式频率演化、平均周期间距及重力模式相位偏移，从而为逐颗恒星探测对流边界内部过程提供新途径。
2023-04-13 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
Oscillations in stellar superflares
两种不同的机制可能会导致恒星耀斑的整盘观测准周期脉动（QPP）。一种机制可能是磁流体磁（MHD）力和其他过程作用于耀斑环，如在太阳中看到的。另一种机制可能是由于耀斑产生的高能粒子脉冲（在太阳中称为“日震”）而被迫产生的局部声振荡。我们分析了75颗恒星的257个耀斑的短节奏开普勒数据，以寻找可能归因于这两种机制之一的耀斑衰变分支或耀斑后振荡中的QPP。大约18%的恒星耀斑在耀斑衰变分支中显示出一个明显的凸起，其原因不明。由于小波分析得到的碰撞周期与任何恒星参数都不相关，因此碰撞似乎不是一个高阻尼的全局振荡。我们检测到阻尼振荡覆盖几个周期（QPP），在七个耀斑的五颗星。这些振荡的周期也不与任何恒星参数相关，这表明这些可能是由于耀斑环振荡。我们寻找强耀斑后可能导致的强迫全球振荡。为此，我们研究了耀斑前后八颗恒星的类太阳振荡振幅的行为。然而，未检测到明显的振幅变化。我们还分析了两颗盾牌座δ星和一颗剑鱼座γ星在耀斑前后的自激脉动幅度。我们的结论是，需要找到一个新的过程来解释恒星耀斑光变曲线的高发生率的颠簸，耀斑环振荡可能已经在少数恒星中检测到，并没有确凿的证据存在耀斑引起的全球声振荡（星震）。
2015-04-07 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 impact of an updated $^{14}N(p,γ)^{15}O$ reaction rate on advanced evolutionary stages of low-mass stellar models
我们研究了最近由LUNA实验重新确定的$^{14}N(p,γ)^{15}O$反应速率对低质量贫金属恒星模型的壳氢燃烧和核氦燃烧阶段的影响。新的反应速率具有小但显著的影响，最大的影响是红巨星分支寿命的$\sim$ 7-8\%的减少。水平分支模型的寿命和光度、在RR型天琴座不稳定带内演化的恒星模型的质量、红巨星分支光度函数凸点的光度、红巨星分支光度的R参数和尖端的理论刻度也受到不同程度的影响。特别是红巨星分支光度的预测与目前可用的经验约束非常一致。
2010-07-08 astro-ph.SR
Uncertainties on near-core mixing in red-clump stars: effects on the period spacing and on the luminosity of the AGB bump
处于氦核燃烧阶段（HeCB）的低质量恒星在恒星、银河系和河外天体物理学中扮演着重要角色。然而，准确预测这些恒星性质的能力取决于我们对对流的理解，对流仍然是恒星建模中的关键开放问题之一。我们认为，在HeCB阶段的AGB凸点（AGBb）和重力模式（DP）的周期间隔的光度的组合，为我们提供了一个决定性的测试，以区分这些恒星的竞争模型。我们使用MESA、BaSTI和PARSEC恒星演化程序模拟开普勒观测到的一颗典型巨星。我们探讨了各种近核心混合方案如何影响上述约束的预测，我们发现DP强烈依赖于所采用的处方。此外，我们表明，DP的详细行为显示了布伦特-维萨拉频率急剧变化的签名，这可能会提供有关近核特征的额外信息。我们发现开普勒目标之间的AGBb的证据，并与观测结果的第一次比较表明，即使标准模型能够重现的光度分布，没有标准模型可以令人满意地说明HeCB星的周期间隔。我们的分析使我们能够勾勒出一个候选模型来描述同时观察到的两个分布：一个模型与一个温和的过冲区域，其特征在于绝热热分层。这一处方将在未来的星团恒星上进行测试，以限制可能的观测偏差。
2015-07-28 astro-ph.SR
Pulsation models for the 0.26M_sun star mimicking RR Lyrae pulsator. Model survey for the new class of variable stars
我们提出了OGLE-BLG-RRLYR-02792 -一个0.26M_sun的食双星系统的组成部分，最近分析的非线性流体动力学脉动模型Pietrzynski等人。该恒星的光和径向速度曲线模仿经典的RR天琴座星，除了在中间的隆起的径向速度曲线的上升支。我们表明，碰撞是由基模和第二泛音之间的2：1共振-相同的机制，导致经典造父变星的赫兹弹簧碰撞进展。该模型允许限制恒星的参数，特别是估计其绝对光度（约33L_sun）和有效温度（约6970 K，接近不稳定带的蓝色边缘）。我们进行了一个模型调查的新一类低质量的类似OGLE-BLG-RRLYR-02792 -产品的演变的二元系统的气体。我们计算了一个网格模型，其质量对应于RR Lyrant变星典型质量的一半（或更少），0.20 M_sun <=M<= 0.30 M_sun，并讨论了由此产生的光速和径向速度曲线的性质。共振凸点的发展是清晰的，可以用来区分这类恒星和经典的天琴座RR型恒星。我们提出的傅立叶分解参数的建模光和径向速度曲线。光变曲线的φ_31傅立叶相位的预期值与在天琴座RR型星中观察到的相差很大，这是新类别的另一个判别式。
2012-10-22 astro-ph.SR
Evolved Massive Stars at Low-metallicity IV. Using 1.6 $μ$m "H-bump" to identify red supergiant stars: a case study of NGC 6822
我们提出了一个案例研究，使用一种新的方法来识别红超巨星（RSG）的候选人在NGC 6822，基于他们的1.6 $μ$ m的“H-凹凸”。我们收集了NGC 6822从光学到MIR的32个波段的光度数据。通过使用MARCS的理论光谱，我们证明了低表面重力（LSG）和高表面重力（HSG）目标之间在1.6 $μ$ m（“H凸”）附近存在显著差异。利用这一特点，我们确定有效的颜色-颜色图（CCD）的rzH和rzK分离HSG和LSG目标的光学和近红外数据的交叉匹配。此外，ATLAS 9的合成测光也给出了类似的结果。通过使用NIR CMD的半经验标准，进一步将RSG候选者与其余的LSG候选者分离，得到323个RSG候选者。同时，Besançon模型对前景星的模拟也表明，我们的选择标准在很大程度上没有受到银河巨星的污染。除了“H-bump”方法之外，我们还使用传统的BVR方法作为比较和/或补充，通过应用稍微激进的切割来选择尽可能多的RSG候选者（358个目标）。此外，盖亚天体测量解决方案被用来约束样本，其中181和193目标分别从“H-凸”和BVR方法中选择。两种方法中选定靶标的百分比相似，均为$\sim$ 60\%，表明两种方法的准确度相当。总共有234个RSG候选者，在组合来自两种方法的靶标之后，其中140个（$\sim$ 60\%）是共同的。最终的RSG候选者在MIR CMD上的预期位置，而…
2021-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermohaline mixing and the photospheric composition of low-mass giant stars
我们计算完整的红巨星分支恒星的演化序列，包括最先进的组合物运输处方的温盐混合制度的光度凸附近。特别是，我们采用了自洽双扩散对流理论，允许处理的不稳定性时出现的热梯度和成分梯度相互竞争，和最近的经验激励和参数自由的渐近标度律温盐组合物运输。与以前的工作一致，我们发现，在红巨星阶段，热盐不稳定性设置后不久，氢燃烧壳（HBS）遇到的化学不连续性留下的第一个疏浚。我们还发现，热盐不稳定区域，最初出现在外部机翼的HBS，是无法达到外对流信封，其后果是没有混合的元素，产生非正则修改的恒星表面丰度发生。同样与之前的工作一致，我们发现通过人为提高温盐区的混合效率，可以连接两个不稳定区，从而影响光球组成。然而，我们发现，为了重现观测到的红巨星分支恒星的丰度接近光度凸，热盐混合效率必须人为增加约4个数量级，从最近的三维数值模拟预测的热盐对流接近天体物理环境。由此，我们得出结论，红巨星的化学丰度异常不能解释的基础上，单独的温盐混合。
2011-07-05 astro-ph.SR
Chromospherically active stars: Chemical composition of photospheres in 20 RS CVn stars
本研究通过分析20颗RS CVn星的高分辨率光谱，发现处于红巨星分支凸起以下的恒星碳同位素比值降低，证明磁活动可触发额外混合过程。
2025-03-31 astro-ph.SR
DASCH Discovery of Large Amplitude ~10-100 Year Variability in K Giants
在这里，我们提出了三个不寻常的长期变量的发现，在哈佛大学（DASCH）的数字访问天空世纪项目中发现的，其光变曲线在~10-100年的时间尺度上的~1个星等的变化。它们都被光谱鉴定为K2 III巨星，可能在厚盘中。它们的光变曲线与之前已知类型的变星的测量结果不匹配，也与红巨星的理论模型不匹配，而是提出了一种新的尘埃形成机制，或者是第一次直接观察到“短”时间尺度演化驱动的变星。红巨星支（RGB）隆起附近的锂闪光和渐近巨星支（AGB）下部的氦壳层点火以及K2 III厚盘星的长期监测需要更多的理论工作。
2010-01-15 astro-ph.SR
Structural glitches near the cores of red giants revealed by oscillations in g-mode period spacings from stellar models
随着星震学的最新进展，现在有可能窥视红巨星的核心，这可能提供一种方法来研究核燃烧和混合等过程，通过它们的印记作为恒星核心的急剧结构变化-故障。在这里，我们展示了这样的核心故障如何影响我们在红巨星中观察到的振荡。我们推导出一个分析表达式，描述了预期的频率模式中存在的毛刺。该公式还考虑了声波和重力波之间的耦合。从一个广泛的一组典型的恒星模型，我们发现毛刺引起的变化的周期间隔和惯性的非径向模式在几个阶段的红巨星演化。在功率谱和埃歇勒图等星震图中，模式振幅和频率模式的外观发生了重大变化。有趣的是，沿着红巨星分支，故障引起的变化只发生在光度凸起处，这可能提供了一个直接的地震指示器，指示处于特定演化阶段的恒星。同样，我们发现的变化，只有在某些后氦点火的演化阶段，即在早期阶段的氦核燃烧和氦壳燃烧的开始，标志着渐近巨星分支颠簸。根据我们的结果，我们注意到，假设恒星是无故障的，而他们不是，可能会导致一个错误的估计周期间隔。我们进一步注意到，包括扩散和混合超越经典史瓦西，可能会影响毛刺的特性，可能提供一种方法来研究这些物理过程。
2015-03-31 astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters - XII. The RGB Bumps of multiple stellar populations
哈勃太空望远镜银河系球状星团紫外遗产巡天为我们对球状星团（GC）及其恒星星族的了解提供了重大突破。在主要的结果中，我们发现所有研究的GC主机两个主要的离散群体组成的第一代（1G）和第二代（2G）的恒星。我们利用多波长光度学的研究，从这个项目中，第一次，在一个大样本的GC的两个世代的红巨星分支凸点（RGBB）。我们确定，具有较高的统计意义，RGBB的1G和2G恒星在26 GC，并发现他们的星等分离作为滤波器波长的函数遵循可比的趋势。合成光谱的观测结果的比较表明，RGBB光度取决于恒星的化学成分和2G RGBB是一致的恒星增强的He和N和亏损的C和O相对于1G星。对于贫金属GC，1G和2G RGBB在光学波段的相对亮度主要取决于氦含量Y。利用F606 W和F814 W波段的RGBB观测数据，对18个GC中1G和2G星的相对氦丰度进行了推断，发现2G星相对于1G星的平均氦丰度增加值为$Δ$ Y=0.011 $\pm$ 0.002。这是第一次确定的氦丰度的平均差异的多个人口在大量的集群，并提供了一个下限的最大内部变化的氦在GC。
2018-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near Infrared properties of 12 Globular Clusters toward the inner Bulge of the Galaxy
我们提出了近红外色-星等图和物理参数的12个星系球状星团的样本位于向内隆起区。对于每个集群，我们提供测量的红化，距离，光度金属丰度，亮度的水平分支红团，红巨星分支凸点和尖端。这里讨论的样本与Valenti，Ferraro & Origlia（2007）中的样本一起代表了有史以来最大的膨胀球状星团同质星表（包括整个膨胀星团人口的约80%）。该汇编的电子版可在万维网上查阅（http：//www.bo.astro.it/GC/ir_archive）。
2009-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On a new parameter to estimate the helium content in old stellar systems
我们引入了一个新的参数Δ θ-红巨星分支（RGB）凸起和主序（MS）上与凸起相同颜色的点（“基准”）之间的星等差异-以估计旧恒星系统中的氦含量。它对氦的灵敏度在整个金属丰度范围内是线性的，受年龄、光度零点的不确定性、红化或水平分支演化的影响最小。两个主要的缺点是需要精确和大量的光度数据集，以及ΔY/Δ斜率对金属丰度的强烈依赖。为了测试Δ R参数，我们选择了22个前景红化程度低、铁丰度范围广、精确、相对较深且均匀的多波段（B、V、I）测光的银河系球状星团（GGC）。我们发现，如果我们假设Y=0.20，观测到的Δ ε和α增强模型预测的Δ ε吻合得很好。与经典原始氦含量模型（Y=0.245，ΔY/ΔZ=1.4）的比较表明，观测到的Δ ε值系统地小于预测值。如果预测的参数是基于也考虑CNO增强的模型，并且如果我们考虑He增强的模型，则结果是相同的。这些发现表明，目前的恒星演化模型高估了RGB凸起的光度。我们还发现，包括包络过冲可以消除差异，如最初由Alongi等人（1993，aaps，97，851）提出的。尽管当前演化模型的输入物理可能存在局限性，但GGC的Δ ε参数至少在5σ水平上提供了星前氦的独立探测。
2011-06-14 astro-ph.CO 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
Lithium-Rich Field Giants in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个搜索后主序星在银河系中的锂丰度巨大。使用斯隆数字巡天的中分辨率光谱，以及来自Hobby-Eberly望远镜的高分辨率后续光谱，我们确定了23颗log λ（Li）大于1.95的关闭后恒星，其中14颗log λ（Li）> 2.3，8颗log λ（Li）> 3.0，远高于演化恒星预期的低水平。与理论等时线的比较表明，我们的一些富锂恒星隶属于上红巨星分支，渐近巨星分支和红团，而不是RGB凸点，这是一个挑战，现有的模型的锂生产在演化的恒星。
2013-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The temperature dependency of Wolf-Rayet-type mass loss: An exploratory study for winds launched by the hot iron bump
背景：氦燃烧恒星的质量损失是宇宙物质循环的催化剂，也是大质量恒星演化的决定性因素。然而，它的理论基础才刚刚开始出现，主要的依赖关系仍有待发现。目标：温度或半径的依赖性通常不包括在描述经典沃尔夫-拉叶（cWR）恒星的质量损失，尽管是至关重要的其他热星风域。因此，我们的目标是确定这样的依赖性是否也将是必要的，在cWR制度的质量损失的全面描述。方法：序列的动态一致的大气模型计算与流体动力学分支的PoWR代码沿温度域，使用不同的选择光度，质量和表面丰度。在求解运动方程时，我们首次允许非单调速度场。然后，对由此产生的速度结构进行内插，以用于同向移动帧辐射转移，确保保留主要的风特征。研究结果：我们发现一个很强的依赖性的质量损失率与温度的临界/音速点，主要反映了不同的半径和由此产生的引力加速度。此外，我们得到的观测到的有效温度和转换的质量损失率，这似乎是在很大程度上独立的基本恒星参数之间的关系。这种关系随着外风中聚集因子的不同而发生变化。当特征值低于-4.5时，这种关系的斜率会发生变化，风对He II电离光子变得透明。结论：cWR星的质量损失是一个高维问题，但也显示出固有的标度，可以用来获得近似的观测到的有效温度。(...)
2023-01-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
