WFPC2 UV survey of Galactic Globular Clusters. The Horizontal Branch temperature distribution
紫外线观测是研究热恒星星族的最佳工具，这些恒星族发射的大部分光都是短波长的。作为一个大型项目的一部分，致力于银河系球状星团（GGC）的紫外特性的表征，我们收集了中/远紫外和光学图像与WFPC2@HST的31 GGC。这些集群涵盖了广泛的金属丰度和结构参数，从而代表了一个理想的样品与理论模型进行比较。在这里，我们提出了第一个正在进行的分析，旨在推导出GGC中水平分支恒星的温度分布的结果。
2014-10-01 astro-ph.SR
Planets around extreme horizontal branch stars
我们回顾了我们最近的研究的三个主要结果：* 我们表明，一个适当的处理之前的潮汐相互作用的共同信封（CE）的发病导致增强的质量损失。这可能会增加进入CE阶段的行星和褐矮星的生存能力。* 根据主序星周围行星的分布，我们得出结论，在许多sdB/sdO恒星周围可能存在不止一颗行星。其中一个可能有一个接近的轨道，其他的轨道周期大约为几年或更长。* 我们表明，强烈的电离通量的极端水平分支星可能蒸发大量的一个非常接近的幸存的亚恒星物体。来自蒸发气体的巴耳末发射线可以通过它们的多普勒频移来检测。
2010-12-12 astro-ph.SR
The subdwarf B star SB 290 - A fast rotator on the extreme horizontal branch
热亚矮星B星（sDBs）是演化的核心燃烧氦的恒星，具有非常薄的氢包层。为了形成sdB，在红巨星分支的尖端，祖先必须失去几乎所有的氢包层。在近距离双星系统中，质量转移到伴星提供了形成它们所需的非凡质量损失。然而，显然也存在单一的sdB，几十年来它们的形成并不清楚。氦白矮星的合并导致核心氦燃烧的点火，或者氦核心和低质量恒星在共同包层阶段的合并已经被提出。在这里，我们报告的发现SB 290作为第一个明显的单一快速旋转sdB星位于极端水平分支，表明这些恒星可能形成合并。
2013-01-17 astro-ph.SR
A hot horizontal branch star with a close K-type main-sequence companion
双星系统中的动力学相互作用被认为在银河系极水平分支星（EHB）的形成中发挥着重要作用。然而，目前还不清楚是否同样的机制在球状星团中起作用，那里的EHB主要是单星。本文报道了在球状星团NGC 6752中发现的一个独特的近距离双星系统（周期~1.61天），它由一个EHB和一个0.63+-0.05 Msun的主序星伴星组成。这样的系统在银河系近200个已知的EHB双星中没有对应的。它的发现表明，要么现场研究是不完整的，错过这种类型的系统可能是因为选择效应，或一个特定的EHB形成机制是活跃的集群，但不是在外地。
2015-10-26 astro-ph.SR
The Chemical Compositions of Non-Variable Red and Blue Field Horizontal Branch Stars
我们对野外红水平支（RHB）和蓝水平支（BHB）非变星的丰度进行了新的详细研究。用McDonald 2.7 m望远镜获得了11颗RHB和12颗BHB的高分辨率和高信噪比阶梯光谱，并通过对最近巡天的25颗恒星光谱的再分析，对RHB样品进行了补充。我们推导出恒星大气参数的光谱约束的基础上，并计算了24种19种元素的相对丰度比。这些物质包括Si II和Ca II，它们以前在RHB和BHB（Teff < 9000 K）星中没有研究过。丰度比与不同演化阶段的类金属量场星的丰度比基本一致。我们估计的RHB和BHB星的质量比较Teff-log g的位置与HB模型的进化轨迹。质量分布表明，我们的程序星拥有约0.5 Msun的质量。最后，在金属丰度范围-0.8 >~ [Fe/H] >~-2.5内，我们比较了场RHB和BHB星与场RR天琴座星的温度分布。这产生了有效的温度估计为5900 K和7400 K的红边和蓝边的RR天琴座不稳定带。
2010-09-22 astro-ph.SR
The peculiar properties of horizontal branch stars in omega Centauri
我们测量的温度，重力和质量的大样本的蓝色水平分支恒星在半人马座欧米茄，比较结果与理论预期的典型和氦丰富的恒星，并与以前的测量在其他三个集群。测得的ω Cen恒星的重力系统低于规范模型，与对He富集恒星的预期一致，而与在比较星团中观察到的相反。然而，导出的质量也不切实际地过低。这不能仅仅用低重力来解释，也不能用计算中输入的任何其他参数来解释。我们发现，相同的恒星并不比其他星团中的类似物更亮，这与氦富集情景的预期相反。因此，对结果的解释并不简单，但它们揭示了欧米茄Cen中的HB星与三个比较星团中的HB星之间内在的物理差异。
2011-07-27 astro-ph.SR
Vertical stratification of iron in atmospheres of blue horizontal-branch stars
本研究的目的是寻找14颗蓝色水平支星（BHB）大气层中垂直铁分层的观测证据。通过数值模拟，我们发现球状星团NGC 288中的B22、B186、M13中的WF 2 -820、WF 2 -2692和M15中的B203等5颗BHB星具有明显的铁垂直分层特征，铁的丰度向低层大气逐渐增加。另外两颗BHB星（M15的B334和M92的B176）也显示出可能的铁层结。铁分层的斜率依赖于有效温度也被发现。结果表明，Teff在11, 500 K附近的BHB星铁的垂直分层最强。铁丰度的斜率随着Teff的增加而减小，对于Teff= 14，000 K的BHB星，铁丰度的斜率可以忽略不计。这些结果支持了关于Teff > 11，500 K的BHB星大气中原子扩散效率的假设。
2010-05-17 astro-ph.SR
A Detailed Study of Giants and Horizontal Branch Stars in M68: Atmospheric Parameters and Chemical Abundances
本文对球状星团M68的后主序星进行了详细的高分辨率光谱研究。我们的样本，其中包括一个范围为4000 K的$T_{eff}$，和3.5 dex的$log(g)$，是由成员从红巨星，红色水平，蓝色水平分支，使这第一个高分辨率球状星团研究涵盖了这样一个大的演化和参数空间。最初，大气参数是使用光度和光谱方法确定的，这两种方法都导致了非物理和意想不到的$T_{eff}$，$log(g)$，$ξ_{t}$和[Fe/H]组合。因此，我们开发了一种混合的方法，解决了这些问题中的大部分，并产生大气参数，同意与文献中的其他测量。此外，我们推导出的恒星金属丰度在所有演化阶段都是一致的，25颗恒星的$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 2.42（$σ$ = 0.14）。使用我们的方法获得的化学丰度也同意与以前的研究，并承担球状星团的所有标志，如钠-O反相关，恒定的钙丰度，和温和的$r$过程富集。
2015-05-13 astro-ph.SR
The connection between missing AGB stars and extended horizontal branches
最近的观测证实了早期的结果，即球状星团（GCs）的渐近巨星分支（AGB）上缺乏或甚至没有CN-强星，尽管星团与星团之间的变化相当大。一般来说，这与CN带强度在第一个上升的红巨星分支（RGB）恒星之间的分布不一致。诺里斯等人提出，在某些星团中缺乏CN强恒星是因为这些恒星的质量较小，无法通过完整的AGB阶段演化。在这篇简短的论文中，我们发现AGB星的相对频率在不同的星团之间可以改变两倍。我们还发现，沿水平分支的恒星的最小质量（Gratton et al. 2010）与AGB恒星的相对频率之间存在非常好的相关性，并进一步依赖于金属丰度。我们的结论是，HB上质量最小的恒星确实不能通过完整的AGB阶段演化，是AGB manque。这些恒星可能有大量的He和N含量，以及大量的O-消耗。然后，我们认为，不应该有AGB星极端O耗尽，他们中的一些温和的。
2010-10-28 astro-ph.SR
A high resolution study of isotopic composition and chemical abundances of blue horizontal branch stars in the globular clusters NGC6397 and NGC6752
以前在水平分支B型恒星中已经发现了大的丰度异常。本文首次对球状星团NGC 6397和NGC 6752中的六颗水平支B型星进行了高分辨率的同位素异常和化学丰度研究，并与HgMn星的观测结果进行了比较。获得了6颗B型星（T183，T191，T193，B652，B2151，B2206）的高分辨率（R~115000）UVES光谱。这是首次对水平支B型星UVES光谱中探测到的所有谱线元素进行丰度分析。我们对这些恒星的研究表明，没有任何氦同位素异常的迹象，这些异常会产生不同于太阳的^3He/^4He比值。在所有六颗研究的恒星中都检测到Ca的同位素异常。化学丰度分析表明，过剩的太阳值的P，Ti，Mn，Fe和Y和过剩的Mg，Ca和Cr的集群金属丰度。这一行为在两个星团的所有六颗研究恒星中非常相似，只有少数例外：在B652中，Na丰度比星团金属丰度大1.4dex以上，在B2206中，Na丰度比星团金属丰度大0.8dex以上; T191的Co丰度比太阳丰度高1.0dex，而B2206的Zr丰度比太阳丰度高0.4dex。在光谱中没有观察到Hg或其他重元素的谱线。在一颗水平分支B型星T191中发现了Ti II的弱发射线，类似于在HgMn星中经常观察到的发射线。此外，我们还探测到T183和B2151的径向速度变化分别为0.9 km·s^-1和0.4 km·s^-1。
2009-03-30 astro-ph.SR
Pulsational instabilities driven by the $ε$ mechanism in hot pre-horizontal branch stars I. The Hot-Flasher Scenario
$ε$机制是恒星脉动的一种自激机制，作用于恒星内部发生核燃烧的区域。研究表明，$ε$机制可以在热的前水平分支恒星模型中激发脉动，LS IV-14 $^{\circ}$ 116的最短周期可以用这种方式来解释。我们的目标是研究恒星模型中的$ε$机制，适用于热的前水平分支恒星，以预测它们的脉动性质和$\log g-\log T_{\rm eff}$平面上的不稳定域。我们进行详细的计算，非绝热非径向脉动恒星模型在氦次闪氦核心燃烧阶段之前。我们发现了一个不稳定域的长周期重力模式由于$ε$机制在$\log g-\log T_{\rm eff}$平面在大约$22000\,{\rm K} \lesssim T_{\rm eff}\lesssim 50000\,$ K和$4.67 \lesssim \log g \lesssim 6.15$。因此，我们发现不稳定性，由于前极端水平分支恒星模型（$T_{\rm eff}\gtrsim 22000\,$ K）的$ε$机制，但不是前蓝水平分支恒星模型（$T_{\rm eff}\lesssim 21000\,$ K）。激发模式的周期在$\sim 200$和$\sim2000\,$ s之间。与三个已知的脉动富氦亚矮星的比较表明，$ε$机制可以在表面性质相似的恒星中激发引力模，但在我们的模型中，它只能激发最短观测周期范围内的模.我们预测了一个新的热亚矮星的不稳定…
2018-01-22 astro-ph.SR
Possible Implications of the Planet Orbiting the Red Horizontal Branch Star HIP 13044
我们提出了一个方案来解释行星围绕贫金属红色水平分支恒星HIP 13044的惊人轨道特性。16.2天的轨道周期意味着这颗行星在HIP 13044的红巨星分支（RGB）恒星祖先内部经历了一个共同的包络阶段。这颗恒星目前的性质意味着它的包层质量为0.3Mo，这就提出了一个问题：在包层消失之前，行星是如何在普通的包层中幸存下来的？如果这样一颗行星进入RGB恒星的包层，预计它将在100年内螺旋进入非常内部的区域，并被核心蒸发或破坏。我们推测这颗行星被恒星吞没是由于核心氦闪光导致这颗贫金属恒星膨胀了3-4倍。核心氦闪光之后的演化非常迅速，由于与行星的相互作用，一些包层丢失，其余的包层在大约一百年内收缩。这大约等于螺旋进入的时间，行星幸存了下来。
2011-04-28 astro-ph.SR
Horizontal-branch morphology and multiple stellar populations in the anomalous globular cluster M22
M22是一个异常的球状星团，包含两组不同金属丰度和s元素丰度的恒星。这两个星系团中恒星间的轻元素变化，以及单独的Na-O和C-N关系的存在，表明这颗银河卫星经历了复杂的恒星形成历史。我们已经分析了火焰/UVES光谱覆盖一个小的颜色间隔，在最红的水平分支（HB）的部分，这个集群和研究可能的关系之间的化学成分的恒星和它的位置沿HB。我们的化学丰度分析考虑了偏离局部热力学平衡（NLTE效应）所带来的影响，这对我们恒星所跨越的大气参数范围内的测量谱线很重要。我们发现，所有的分析的恒星是钡贫和钠贫，从而支持的想法，沿着HB的恒星的位置是严格相关的化学成分，HB形态的影响，存在不同的恒星星族。
2013-02-24 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$Mo，对应于水平分支恒星质量在~0.65Mo和~0.73Mo之间（由初始氦丰度范围驱动的范围）。我们还推导出，在这个集群中的质量损失量沿渐近巨星分支恒星是可比的质量损失在以前的红巨星分支阶段。这些结果证实了这个集群的颜色星等图分析和推断之间的分歧，从最近的研究集群恒星的动力学，预测一个效率低得多的红巨星分支质量损失。需要将这两种技术应用于其他集群的结果进行比较，以获得有关这种分歧起源的更多见解。
2016-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Luminous [O III] and [N II] from Tidally Disrupted Horizontal Branch Stars
我们的模型中产生的光致电离碎片的潮汐破坏水平分支星的发射线。我们发现，在后期，最亮的光发射谱线是[N Ⅱ] λλ 6548，6583和[O Ⅲ] λλ 4959，5007。一颗红团水平分支星被大质量（50 - 100 M_（\sun））黑洞轻微破坏的模型产生的发射线光谱与在NGC 1399球状星团中观测到的超亮X射线源CXOJ 033831.8 - 352604中的结果非常一致。我们预测的紫外线发射线光谱，可以验证潮汐破坏的情况下，约束BH的质量。
2012-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Horizontal branch morphology: A new photometric parametrization
理论和观测表明，银河系球状星团水平支的恒星分布主要取决于金属含量。然而，存在的球状星团具有相似的金属含量和绝对年龄，但不同的水平分支形态，表明存在另一个参数影响沿分支的恒星分布。为了研究银河系球状星团中水平分支形态的变化，我们定义了一个新的光度水平分支形态指数，克服了文献中影响类似指数的局限性和退化性.我们利用了64个银河系球状星团的样本，在五个不同的波段（$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
The peculiar Horizontal Branch of NGC 2808
基于HST获得的大质量星系团球状星团NGC 2808中央区域的高分辨率远紫外和光学图像，对该星团的特殊水平分支（HB）进行了精确的分析。我们确认沿HB的恒星的多峰分布：4个由间隙分开的子群是可区分的。与合适的理论模型的详细比较表明：（i）不可能用单一的氦丰度再现整个HB的光度，而通过假设在0.24 < Y < 0.4的范围内不同的氦丰度与在主序列中观察到的多个群体一致，对三个HB群进行适当的建模是可能的;（ii）典型的HB模型不能正确地匹配观测到的HB分布的最热端（所谓的“蓝钩区”）的恒星的观测特性。这些天体可能是“热闪光星”，即在到达顶端之前从红巨星分支上剥离下来并在高有效温度下点燃氦的恒星。这两个结论都是基于HB在光学和紫外波段的光度，而不依赖于关于质量损失的特定假设。
2010-08-26 astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. V. NGC 6723
我们在VLT上使用FLAMES+GIRAFFE（美杜莎模式）获得了低浓度、中等金属富集的球状星团NGC 6723（[Fe/H]=-1.22+/-0.08）中30颗红色水平分支（RHB）星、4颗RR天琴座变星和17颗蓝色水平分支（BHB）星的中等高分辨率光谱。光谱进行了优化，以获得O和Na丰度。此外，我们还获得了其他元素的丰度，包括N、Fe、Mg、Ca、Ni和Ba。我们使用这些数据来讨论恒星沿水平支（HB）的分布与通常存在于球状星团中的多种群之间的联系。我们发现，所有的RHB和大多数（17个中的13个）BHB恒星都是富O、贫Na和贫N的，这些恒星可能属于该星团的第一代恒星。只有四颗观测到的最温暖的恒星是（适度）贫氧、富钠和富氮的，它们可能属于第二代。虽然我们的样本不能完全代表NGC 6723中的整个HB种群，但我们的数据表明，在这个星团中，只有温度高于~9000 K的HB恒星，即总数的四分之一，属于第二代，如果有的话。由于在许多其他星系团中这个比例大约是三分之二，我们得出结论，在球状星团中的第一/第二代的比例可能是强可变的。此外，化学性质均匀的第一代HB星的颜色范围很广，需要相当大的质量损失（>0.10 Mo）。这种传播的原因尚待了解。最后，我们发现了一个高Ba丰度，具有统计学意义的径向丰度梯度。
2014-10-30 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
Stratification of the elements in the atmospheres of blue horizontal-branch stars
蓝色水平分支（BHB）恒星的$T_{\rm eff}$大约大于11500 K显示出几个观测异常。在球状星团中，它们表现出较低的旋转速度、丰度异常（与星团丰度相比）、光度跳跃和间隙以及低于正则模型预测的光谱重力。人们普遍认为，这些恒星的低旋转速度允许原子在其大气中有效扩散，从而导致观察到的异常。最近在几颗BHB恒星中探测到的铁（和其他一些化学元素）的垂直分层与这一框架一致。在本文中，改进的模型大气，包括垂直分层的元素被应用到BHB星，以验证他们是否可以解释他们的观测异常。理论模型大气的结果与观测到的球状星团中BHB星的光度跳跃和光度间隙是一致的。结果表明，理论模型中的铁层结与观测结果有相似的趋势。我们的研究结果还表明，光谱重力，而使用化学均匀的模型大气，以适应观测被低估。这些结果大大加强了这样的信念，即原子扩散是负责这些BHB星异常。
2010-07-22 astro-ph.SR
Double Horizontal Branches in NGC 6440 and NGC 6569 unveiled by the VVV Survey
本文报道了在距银心4千秒差距内的银河系核球中发现的两个大质量的富金属球状星团NGC 6440和NGC 6569中的一个特殊的水平分支（HB）。在这两个集群中，在集群HB的水平上检测到两个不同的团块，在Ks带中仅相隔约0.1个量级。它们是用“Via Lactea中的VISTA变量”（VVV）调查收集的红外光度数据检测到的，并在文献中提供的独立红外目录和HST光学光度法中得到证实。我们的分析表明，这些团块是真正的集群功能，而不是场污染或星际红化的产物。观察到的分裂的HB可能是两个具有不同化学成分和/或年龄的恒星子种群的特征，正如最近在Terzan 5中发现的那样，但不能排除它们是由进化效应引起的，特别是对于NGC 6440。然而，这种解释需要非常高的氦含量（Y > 0.30）。我们的发现表明，这样一个独特的HB形态可能是一个共同的特点，大规模的，富含金属的凸起GGC。
2012-11-14 astro-ph.SR
A Helium-shell Burning Blue Horizontal Branch Star Produced from Common Envelope Evolution
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Hebei Normal University（河北师范大学）
研究发现Feige 64双星系统中的富金属BHB星是公共包层演化产生的氦壳燃烧星，为BHB星形成的双星相互作用机制提供了直接观测证据
2026-08-17 astro-ph.SR
Horizontal Branch evolution, metallicity and sdB stars
上下文在Teff> 11 000 K的球状星团中，无论星团金属丰度如何，几乎所有的水平支（HB）星和sdB场星都观测到了异常。目标。其目的是确定预计在sdB星和HB星的金属丰度Z \geq 0.0001和观察到的丰度告诉我们的流体动力学过程与原子扩散竞争的丰度变化。方法.完整的恒星演化模型，包括原子扩散和辐射加速的影响，已经计算出的零年龄主序列的金属丰度为Z 0 = 0.0001，0.001，0.004和0.02。在HB上，选择质量以覆盖从7000到37000K的Teff区间。约60进化HB模型进行了计算。水平分支期间地表丰度异常的计算取决于一个参数，即地表混合质量。结果对于所有观测到的星团中Teff为11 000 K的sdB星，独立于金属丰度，发现大多数观测到的丰度异常（甚至高达~x 200）在误差条内与预期的丰度是相容的。< 37000K and for HB stars with Teff >通过与观察结果进行比较，确定了~1.E-7 M \odot的混合质量。结论.对Teff> 11 000 K的球状星团HB星和Teff <37 000 K的sdB星的观测表明，大多数观测到的丰度异常可以用质量分数为~1.E-7 M \odot的辐射加速驱动的元素分离来解释。质量损失或湍流似乎限制了1.E-7 M \odot和表面之间的分离。
2011-02-09 astro-ph.SR
Understanding the rotational variability of K2 targets. HgMn star KIC 250152017 and blue horizontal branch star KIC 249660366
超精确的空间测光使我们能够揭示光的变化，即使在以前被认为是恒定的恒星。大量这样的恒星显示出可能是旋转调制的变化。这种类型的光变化是特别感兴趣的，因为它提供了旋转速率的精确估计。我们的目标是了解K2目标的光变的起源，显示旋转调制的签名。我们使用相位分辨中等分辨率XSHOOTER光谱来了解恒星KIC~250152017和KIC~249660366的光变性，这些恒星可能受到旋转调制。我们确定了在各个阶段的大气参数，并测试了旋转调制的光谱中的存在。KIC 250152017是一颗HgMn星，它的光变是由锰和铁的不均匀表面分布引起的。它是第二颗光变率被很好理解的HgMn恒星。KIC 249660366是一颗氦弱的高速水平分支恒星，拥有过量的硅和氩。这颗恒星的光变可能是由后共包络双星的反射效应引起的。
2020-05-25 astro-ph.SR
The Absolute Magnitudes of Red Horizontal Branch Stars in the ugriz System
利用安东生等人提供的8个球状星团和1个疏散星团中心部分的测光资料，选取（g-r）0-g 0图中的红色水平支星，统计研究了SDSS ugriz系统中这些星的颜色和绝对星等分布。同时，利用文献中GRI和VRI的转换公式计算了Johnson VRI系统的绝对星等。用线性回归方法建立了绝对星等与金属丰度和年龄的关系。结果发现，在这些校准金属系数减少，而年龄系数增加，从蓝色$u$过滤器的红色$z$过滤器。Mi= 0.06[Fe/H]+0.040 t +0.03的刻度具有0.04等的最小散射，因此当RHB星用作距离指示器时，i是$ugriz$系统中的最佳滤波器。我们的数据与红团簇星的MI校准的比较表明，以前的建议，$I$过滤器是更好的距离测定比V过滤器可能是不正确的，因为它的显着依赖于年龄。
2009-08-02 astro-ph.SR
The temperature distribution of horizontal branch stars: methods and first results
作为一个大型项目的一部分，旨在表征紫外线（UV）特性的球状星团，我们在这里提出了一个理论和观测分析，旨在设置的框架，确定水平支（HB）的温度分布。事实上，这是一个至关重要的信息，以了解物理参数塑造的HB形态的球状星团和解释紫外线发射的未解决的恒星系统。我们发现，使用零年龄HB颜色Teff关系是一个强大的方式来获得有效的温度个别HB星。我们研究了最适合的颜色温度估计，和颜色Teff关系的初始化学成分的变化，和零年龄水平分支的演变的影响。作为一个测试案例，我们应用我们的颜色Teff校准银河系球状星团M15。M15的测光是用HST上的宽视场和行星照相机2获得的。M15的HB具有多峰分布，主要成分在Teff~ 8，000 K处达到峰值，并限制在Teff~ 10，000 K以下。第二分量在Teff~ 14，000 K处达到峰值，并延伸至Teff~ 20，000 K。M15中绝大多数（~95%）的HB星的温度低于20，000 K，这与在其他贫金属球状星团中观察到的极端HB星的缺乏一致。我们还验证了我们的分析得出的温度与文献中可用的光谱估计是一致的。
2014-12-01 astro-ph.SR
The Horizontal Branch morphology of the globular cluster NGC 1261 using AstroSat
利用Astrosat卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）获得的远紫外（FUV）和近紫外（NUV）图像，对球状星团NGC 1261进行紫外测光。我们利用UVIT数据结合HST，GAIA和地基光学光度数据构建不同的UV颜色-星等图（CMD）。我们在FUV中探测到了蓝色HB（BHB）和两颗极端HB（EHB）星，而完整的HB，即，在NUV CMD中检测到红色HB（RHB）、BHB以及EHB。在NUV和FUV中发现的两颗EHB星，是该星团的确认成员。HB星在紫外光学CMD中形成一个紧密的序列，几乎与帕多瓦等时线对齐。这项研究揭示了紫外成像探测GC中HB形态的意义。
2020-10-01 astro-ph.SR
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
Metallicity and Kinematic distributions of Red Horizontal-Branch Stars from the SDSS Survey
根据斯隆数字巡天数据第7版分光巡天最近导出的颜色-金属丰度关系和恒星参数，选择了大量红色水平分支候选者作为标准烛光。这些恒星的金属丰度和运动学分布表明，它们主要起源于厚盘和晕族。典型的厚盘的特征是第一组的峰值在[Fe/H] ~-0.6，Vrot ~ 170 km/s，垂直标度高度在|Z| ~ 1.2 kpc，而[Fe/H] < -0.9的恒星主要是晕星族。在[Fe/H] ~-1.3处出现峰值的RHB星表明了晕的两个亚群：一个Vrot > 0 km/s的分量（Halo I）在[Fe/H]-|Z|图上显示出金属丰度梯度的迹象，而另一个Vrot < 0 km/s的分量（Halo II）则没有。根据R对|Z|图中的恒星分布，Halo I主要聚集在R < 10 kpc的内晕，Halo II则都来自R <10 kpc的内晕< 10 kpc and the outer halo with R >。
2011-10-09 astro-ph.SR
A Census of Above-Horizontal-Branch Stars in Galactic Globular Clusters
我们在97个银河系和7个麦哲伦球状星团（GC）中搜索了水平支以上（AHB）星--在色星等图中位于水平支以上和渐近巨星支（AGB）蓝向上的天体。我们选择了AHB候选人的测光的$uBVI$系统，这是优化的低重力恒星的检测与大巴尔末跳跃，在颜色范围$-0.05\le(B-V)_0\le1.0$。然后，我们使用$Gaia$天体测量和高斯混合建模，以确认集群成员和删除字段的闯入者。我们的最终星表包含438颗AHB星，在HB后演化的背景下分类和解释如下：（1）AHB 1：280颗比$M_V=-0.8$暗的恒星，从蓝色HB（BHB）向AGB底部演化。(2)后AGB（PAGB）：13颗比$M_V\simeq-2.75$亮的恒星，从AGB的顶部离开，并迅速向蓝方向演化。(3)AHB 2：145颗恒星，绝对星等介于AHB 1和PAGB之间。这最后一类包括离开极端BHB并向AGB演化的物体的混合物，以及从AGB向更高温度移动的更明亮的物体。在AHB 1恒星中，有59颗RR型天琴座闯入者，在我们的调查中偶然观察到接近最大光。PAGB和AHB 2星（包括室女座造父变星W）绝大多数属于含有BHB星的GC，与后HB演化轨迹的预测一致。我们认为，大多数W Vir变量正在朝着较低的温度发展，并在其第一次交叉的不稳定带。不变的黄色PAGB星显示出作为星族II距离测量标准烛光的希望。
2021-12-09 astro-ph.SR
Rotational broadening and conservation of angular momentum in post-extreme horizontal branch stars
我们表明，最近的认识，孤立的后极端水平分支（post-EHB）的恒星一般的特点是旋转加宽的值之间的$V_{\rm rot} \sin i$ 25和30 km~s $^{-1}$可以解释为一个自然的结果，从以前的氦核心燃烧阶段的EHB的角动量守恒。这些演化天体的祖先EHB星是一颗慢转恒星，其平均自转速度为$V_{\rm rot} \sin i$/$\sim$ 7.7 km~s $^{-1}$。这意味着EHB阶段和EHB后阶段之间存在显著的加速旋转。利用热亚矮星的代表性演化模型，我们证明了均匀旋转结构中的角动量守恒（刚体旋转）在模型到达表面重力有效温度平面的区域时，将投影赤道旋转速度的值提高了$\sim$ 3.6倍，在该区域中，新研究的后这正是解释它们观测到的大气展宽所需要的。我们注意到，导致自旋上升的转动惯量的减小主要是由于物质的重新分配，在后EHB演化阶段产生更多的中心凝聚结构，而不是半径本身的减小。
2018-01-31 astro-ph.SR
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
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
An Extensive Grid of Models Producing Extreme Horizontal Branch Stars
水平分支（HB）形态学是一个复杂的多参数问题。除了金属丰度，其他两个主要参数是HB祖细胞的质量损失率（MLR）和初始He丰度。使用STAREV恒星演化代码，我们产生了广泛的极端水平分支（EHB）的明星，并检查他们的后HB的演变。在我们的计算中，EHB星是由所谓的“延迟（晚期）热核闪光”方案产生的。在红巨星分支（RGB）上的MLR增加到这样的程度，在达到核心闪光条件之前，只有一个非常薄的富氢包层仍然存在，氦点火发生在HRD上较热的位置。我们进行了广泛的，自洽的参数研究，涵盖人口I和II（Z=0.0001-0.03），正常的初始氦丰度和氦丰富的模型（Y=0.40）。为了研究的完整性，为了指出完整的趋势，我们选择不删除可能超出现实限制的几种组合（或结果）。我们提出的结果和完整的演化轨迹覆盖的参数空间，特别是显示：a）增加He丰度本身-没有一个显着的足够的MLR的RGB -不导致EHB星的生产;然而，b）最蓝（最热）HB位置的结果，从组合效应的He增强和增加MLR; c）总的趋势是，HB上的有效温度随着金属丰度的降低而增加，但有迹象表明，随着Z进一步降低到$10^{-3}$以下，这种趋势会停止，甚至逆转; d）EHB恒星可以作为其宿主系统发出的紫外线通量的主要贡献者。因此，本综合研究补充和支持以前的，更受限制的HB阶段的研究，并增加了未探索的参数空间区域的结果。
2017-09-07 astro-ph.SR
Pulsation Period Changes as a Tool to Identify Pre-Zero Age Horizontal Branch Stars
低质量恒星生命中最引人注目的事件之一是He闪光，它发生在红巨星分支（RGB）的尖端，然后在恒星进入零年龄水平分支（ZAHB）之前发生一系列二次闪光。然而，在这个关键的演化阶段没有恒星被确定，主要有两个原因：第一，与恒星生命中的其他主要演化阶段相比，这个前ZAHB阶段非常短;第二，这些前ZAHB恒星预计会与在色星等图（CMD）中观察到的渐近巨星分支（AGB），HB和RGB恒星所占据的轨迹重叠。我们调查通过恒星脉动检测这些恒星的可能性，因为他们中的一些人预计将迅速穿越造父变星/RR天琴座不稳定带在其路线从RGB尖端的ZAHB，从而成为脉动星沿途。由于它们非常高的演化速度，这些恒星中的一些可能会呈现出非常大的周期变化率。我们构建了一个广泛的恒星模型网格，并制作了适合银河系球状星团M3（NGC 5272）的前ZAHB蒙特卡罗模拟，在那里发现了一些具有高周期变化率的RR型天琴座星。
2009-12-08 astro-ph.SR
CCD time-series photometry of variable stars in globular clusters and the metallicity dependence of the horizontal branch luminosity
我们描述和总结了我们的球状星团（GCs）CCD时间序列测光计划的结果，以及使用差分图像分析（DIA）提取非常精确的光变曲线，即使在拥挤的中心区域，直到$V\sim 19$等。我们已经在23个选定的GCs样本中发现了大约250颗变星，更新了每个系统中变量的普查，在某些情况下，我们实际上已经完成了一定数量级的普查。通过光变曲线的傅立叶分解获得每个单独RR Lyrics的绝对幅度和[Fe/H]。这些参数的平均值导致宿主GC的距离和金属丰度。我们还校准了SX Phe星的P-L关系，这使得独立计算星团距离成为可能。我们提出的平均值[Fe/H]，$M_V$和距离为一组选定的GC完全基于RR Lyrics光曲线傅立叶分解技术，并设置在一个前所未有的均匀规模。通过$M_V$ -[Fe/H]关系讨论了水平支（HB）的光度依赖性。我们发现，这种关系应分别考虑RRab和RRc星。
2017-01-10 astro-ph.SR
Hot subdwarf stars in close-up view - II. Rotational properties of single and wide binary subdwarf B stars
亚发光B星（sdBs）形成水平支的极热端，因此与蓝色水平支（BHB）星有关。虽然BHB星的旋转特性已被广泛研究，sdB星的研究集中在近距离双星，其组件之间的潮汐相互作用的影响。在这里，我们提出了一个研究的105 sdB星，这是单星或宽双星潮汐效应变得可以忽略不计。投影的旋转速度已被确定通过使用高分辨率的光谱测量金属线的加宽。我们样本中的所有恒星都是慢自转恒星（${v_{\rm rot}\sin{i}}<10\,{\rm km\,s^{-1}}$）。此外，$v_{\rm rot}\sin{i}$ -分布的单一sdBs是类似的热次矮星在宽的双星与主序星的同伴，以及密切的双星系统看不见的同伴和周期超过$\simeq1.2\,{\rm d}$。我们发现，蓝色水平和极端水平分支恒星也相关的表面旋转和角动量。热蓝水平分支恒星（$T_{\rm eff}>11\,500\,{\rm K}$）的大气层以扩散为主，它们是缓慢的旋转体，就像位于极端水平分支的热亚矮星，在红巨星阶段失去了更多的包层和角动量。单星和宽星双星的均匀自转分布对我们理解热亚矮星的形成提出了挑战。特别是理论预测的氦白矮星合并的高比例似乎与本文的结果不一致。
2012-06-29 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
A Helium-Carbon Correlation on the Extreme Horizontal Branch in $ω$ Centauri
利用最近FORS 2/VLT光谱样品的极水平分支（EHB）恒星在$ω$ Cen，我们分离出38个光谱非常适合详细的大气研究，并确定其基本参数（$T_{\rm eff}$，日志$g$，日志$N$（He）/ $N$（H））使用NLTE，金属线覆盖模型。我们发现我们的目标可以分为三组：6颗是热的（$T_{\rm eff}$ $\buildrel>\over\sim\ $ 45，000 K）富氢亚矮星O型，7颗是典型的富氢sdB型（$T_{\rm eff}$ $ \buildrel<\over\sim\ $ 35，000 K），其余25颗是中等有效温度的富氦（log $N$（He）/ $N$（H）$ \buildrel>\over\sim\ $ $-$ 1.0）亚矮星。令人惊讶和非常有趣的是，这些富含He的热亚矮星在$ω$ Cen集群中的温度范围很窄（$\sim$ 35，000 K到$\sim$ 40，000 K）。我们还测量了大气中的碳丰度，并发现了一个最有趣的碳和氦大气丰度之间的正相关性。这种相关性当然带有扩散过程的特征--最有可能的是引力沉降受到恒星风或内部湍流的阻碍--但也限制了$ω$ Cen中EHB恒星可能的形成方案。特别是对于富含氦的天体，氦和碳增强之间的明确联系指向了后期的热闪演化历史。
2014-09-14 astro-ph.SR
VVV Survey of Blue Horizontal-Branch Stars in the Bulge-Halo Transition Region of the Milky Way
我们使用Vía Láctea（VVV）ESO Public Survey数据中的VISTA变星描述了银河系膨胀晕过渡区中蓝色水平分支（BHB）恒星的种群。BHB星的选择是使用球状星团M22作为参考标准，并在$ZYJHK_s$近红外（IR）通带中构建具有特定切割的色-星等和色-色图。在$-10.0^{\circ} \leq \ell \leq 10.2^{\circ}$和$-10.2^{\circ} \leq b \leq -8.0^{\circ}$的区域内，总共探测到12，554颗BHB星。我们提供了准确的坐标和近红外测光的BHB星的样本。我们寻找过密度的恒星，其大小与已知的球状星团和恒星流相似。通过比较真实数据与蒙特卡罗模拟，我们得出结论，少数过密度检测的意义不大。我们还构造了BHB星的$K_s$波段光变曲线来研究它们的光变。以平均52个历元计算周期和振幅，我们确定了数百个候选食双星和十几个脉动星。最后，我们在同一地区的RR天琴座变星在以前的研究中获得的结果进行了一些比较。
2018-09-30 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
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
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 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
