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
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
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
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
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
A stellar census in globular clusters with MUSE -- Extending the CaT-metallicity relation below the horizontal branch and applying it to multiple populations
目的。我们使用超过30，000红巨星分支（RGB）恒星的光谱在25个球状星团（GC），在银河系球状星团的MUSE调查中获得的，校准钙II三重态（CaT）的金属丰度关系，并获得所有个别恒星的金属丰度。我们调查的整体金属丰度分布，以及每个集群内的不同人群。方法. Ca II三重态在8498、8542和8662 AA处的近红外线在光谱类型介于F和M之间的恒星中可见，可以用来确定它们的金属丰度。在这项工作中，我们校准的关系，使用平均集群金属丰度从文献和MUSE光谱，并将其扩展到水平分支以下-传统上是为了避免非线性关系的截止-使用二次函数。除了基于V-VHB的经典关系外，我们还提出了基于绝对星等和光度的校准。然后使用所获得的关系来计算样本中所有恒星的金属丰度，并推导出一个星团内不同种群的金属丰度分布，这些种群已使用基于HST测光的所谓“染色体图”进行分离。结果我们发现，尽管相对较低的光谱分辨率的MUSE（R=1900-3700），我们可以得到单星金属丰度的平均统计内集群的不确定性为~0.12 dex。我们目前的金属丰度分布的RGB恒星在25 GC，并调查不同的金属丰度的人口P3（和更高）在所谓的金属络合物或II型集群，发现金属丰度的变化，在所有这些。我们还在I型星团NGC 2808中发现了意想不到的金属丰度变化，并确认了NGC 7078的II型状态。
2020-01-29 astro-ph.GA 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
Asymptotic Giant Branch models at very low metallicity
本文给出了一个金属含量很低（Z= 5 × 10 ~（-5），相当于[Fe/H]=-2.44）的低质量模型（初始质量M=1.5 Msun）的演化.我们发现，在开始的AGB阶段，质子被摄入的信封在底层的对流壳层所产生的第一个充分发展的热脉冲。这个特殊的阶段之后是第三次深层挖掘事件，它将新合成的13 C，14 N和7 Li带到表面。一个标准的TP-AGB进化，然后，如下。在质子摄取阶段，获得非常高的中子密度，并有效地激活s过程。因此，我们采用了一个由大约700种同位素组成的核网络，由1200多个反应连接起来，我们将它与模型的物理演化耦合起来。我们详细讨论了表面化学成分的演变，从质子摄取到TP-AGB阶段结束。
2009-04-27 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
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
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
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
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
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
A Method for Simultaneous Determination of Metallicity and Reddening of a Globular Cluster based on the $V vs. (B-R)$ Color-Magnitude Diagram
本文介绍一种同时计算球状星团的金属丰度和红化的方法。该方法是基于对星系团Vvs.（B-R）色星等图上红巨星分支的形状和水平分支的V星等的分析。应用我们的方法对球状星团NGC 7006进行测光，得到了金属度$[Fe/H] = - 1.78 \pm0.11$和变红的$E_{B-R} = 0.^{m}25 \pm0.^{m}02$。
2009-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependence of Multi-band Absolute Magnitudes and Color Indexes of the Tip of Red Giant Branch Stars on Metallicity in the Galactic Globular Clusters
本文利用33个银河系球状星团中的TRGB恒星，系统研究了多波段绝对星等和色指数对金属丰度的依赖性，发现I波段绝对星等在低金属丰度下几乎恒定，并给出了新的哈勃常数定标结果。
2025-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the alumina dust production in the winds of O-rich Asymptotic Giant Branch stars
富氧渐近巨星分支（AGB）恒星经历了强烈的质量损失和有效的尘埃凝聚，它们是星际介质中尘埃的主要来源。氧化铝尘埃（Al $_2$ O $_3$）是富氧拱壳层中的一种重要尘埃成分，在质量较大且富氧的AGB星的星风中含量相当丰富。通过耦合AGB恒星核合成和尘埃的形成，我们提出了一个自洽的探索AGB星的风与祖质量之间的$\sim$ 3和7 M $_{\odot}$和金属丰度范围内的0.0003 $\le$ Z $\le$ 0.018的Al $_2$ O $_3$生产。我们发现，Al $_2$ O $_3$粒子形成在径向距离中心之间的$\sim2$和4 R $_*$（取决于金属丰度），这是在最近的银河系富O AGB星的干涉观测。铝$_2$ O $_3$尘埃的质量几乎与金属丰度成线性关系，太阳金属丰度AGB产生的氧化铝尘埃量最高（约10 $^{-3}$ M $_{\odot}$）。Al $_2$ O $_3$晶粒尺寸随着金属丰度（和初始恒星质量）的减小而减小，对于太阳金属丰度模型，Al $_2$ O $_3$晶粒的最大尺寸为$\sim$ 0.075 $μm$。有趣的是，在低金属丰度的HBB AGB恒星HV 2576中观察到的气态Al的强烈耗尽似乎与我们的模型预测的Al $_2$ O $_3$尘埃的形成一致。我们建议，铝的含量可以作为一个质量（和演化阶段）的指标，在AGB星经历HBB。
2014-04-02 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 Binary Fraction on Horizontal Branch Morphology under Tidally Enhanced Stellar Wind
潮汐增强的星风可能通过增强双星演化过程中主星的质量损失来影响球状星团（GC）中的水平支（HB）形态。Lei等人（2013a，2013 b）详细研究了这种风对HB形态的影响，他们的结果表明，双星是GC中可能的第二参数（2P）候选者。双星分数是潮汐增强星风模式中一个非常重要的事实。在本文中，我们研究了影响HB形态的二元分数通过去除金属丰度和年龄的影响。五个不同的二进制分数（即，10%、15%、20%、30%和50%）。在不同的金属丰度和年龄下，获得了具有不同二元分数的合成HB形貌。我们发现，由于金属丰度和年龄的影响很大，二进制分数对HB形态的影响可能被这两个参数掩盖。然而，当去除金属丰度和年龄的影响时，HB形貌随着二元分数的增加而变得更蓝的趋势被清楚地呈现。此外，我们将我们的结果与Milone et al.（2012）的观察结果进行了比较。我们的结果是一致的，以及在富金属和贫金属GC的观察。对于具有中等金属丰度的GC，当年龄对HB形态的影响被删除时，HB形态随着二元分数的增加而变得更蓝的微弱趋势在GC的所有区域中呈现，这与我们在该金属丰度范围内获得的结果一致。
2014-07-17 astro-ph.SR
Light-Element Abundance Variations at Low Metallicity: the Globular Cluster NGC 5466
利用麦克唐纳天文台2.7米Harlan J. Smith望远镜的VIRUS-P积分场摄谱仪，对低金属量球状星团NGC 5466中的67颗渐近巨星支（AGB）、水平巨星支和红巨星支（RGB）星进行了低分辨率（R~850）光谱测量。66颗恒星被确认，一个拒绝，作为集群成员的径向速度的基础上，我们测量到的精度为16公里秒-1通过模板匹配技术。CN和CH带强度已被测量的29 RGB和AGB星在NGC 5466，和从VIRUS-P数据测量的带强度指数显示出密切的协议，从Keck/LRIS光谱测量先前采取的五个目标星。我们还确定碳丰度与合成光谱的比较。在我们的数据集中，RGB恒星的绝对V星等范围从+2到-3，这使我们能够研究巨大分支上的碳消耗速率以及它的开始点。数据显示，随着光度函数在巨星分支“凸点”以上的光度上升，碳丰度明显下降，CN带强度也在一个较低的范围内，这表明单个恒星正在进行内部混合，但在轻元素丰度方面，原始恒星与恒星之间的变化很小或没有变化。
2010-09-03 astro-ph.GA 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
Evolution and nucleosynthesis of asymptotic giant branch stellar models of low metallicity
我们提出了恒星演化轨迹和核合成预测网格的低和中等质量的渐近巨星分支（AGB）恒星模型在$Z=0.001$（[Fe/H] $=-1.2$）。模型涵盖的初始质量范围为1 M $_{\odot}$至7 M $_{\odot}$。最终的表面丰度和恒星产额计算所有元素从氢铋以及同位素到铁组。我们提出的第一个研究中子俘获核合成的中等质量AGB模型，包括超AGB模型，[Fe/H] = $-1.2$。我们详细研究了一个低质量的2 M $_{\odot}$ AGB模型，其中$^{13}$ C（$α$，$n$）$^{16}$ O反应是中子的主要来源。我们还研究了一个中等质量的AGB模型5 M $_{\odot}$的壳层间温度足够高，以激活$^{22}$ Ne中子源，产生高中子密度高达$\sim 10^{14}$ n cm $^{-3}$。使用$M \geq 3$ M $_{\odot}$的型号可激活热底部燃烧。与3 M $_{\odot}$模型，我们调查的影响，在质量的不同程度的区域，质子从信封混合到intershell在最深的程度，每三个疏浚。我们比较的低质量模型的结果，三个后AGB星的金属丰度[Fe/H] $\simeq -1.2$。的组合物是一个很好的匹配，预测的中子捕获丰度，除了铅，我们确认，所观察到的铅丰度低于AGB模型计算。
2014-11-17 astro-ph.SR
Chemical compositions of thin-disk, high-metallicity red horizontal-branch field stars
我们提出了一个详细的丰度分析和大气参数的76颗恒星的调查，以确定场银河系红色水平分支（RHB）的恒星。高分辨率阶梯光栅光谱（R \simeq 60，000，S/N>=100）由麦克唐纳天文台的2.7米史密斯望远镜获得。目标星的选择仅通过颜色和视差信息。总的金属丰度和相对丰度的质子捕获元素（C I，N I，O I，Li I），α-元素（Ca I和Si I），和中子捕获元素（Eu II和La II）的等效宽度或合成光谱分析确定。我们使用7995-8040 nm区域的CN特征来确定我们目标的12 ^C/13 ^C比率。利用光谱T_eff和log g值以及导出的12 ^C/13 ^C比值对演化阶段进行的研究显示，在我们的样本中存在18颗可能的RHB星。我们还推导出运动学的恒星与可用的距离信息。考虑到运动学和可能的演化阶段，我们得出的结论是，我们的样本包含5个厚盘和13个薄盘RHB星。到目前为止，RHB星一直被认为是厚盘的成员，并被认为具有大的空间速度和亚太阳金属丰度。然而，我们的样本主要是低速太阳金属丰度RHB星，它们的存在不能很容易地用标准的恒星演化来解释。
2012-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. IX. Horizontal Branch Morphology and the Second Parameter Phenomenon
球状星团（GCs）的水平分支（HB）形态受金属丰度的影响最大。第二个参数的现象承认，金属丰度单独是不够的，以描述HB形态的所有GC。特别是，外星系晕包含的GC在给定的金属丰度比太阳圈内发现的更红的HB。因此，需要至少第二参数来表征HB形态。在这里，我们分析的HB和红巨星分支（RGB），d（V-I），从HST ACS测光的60个GCs在银河系中心的~20千秒差距内测量之间的中值色差。对这一均匀数据集的分析表明，在去除金属丰度的影响后，d（V-I）和年龄之间的相关性比考虑的任何其他参数都强。扩大样本，包括6个最遥远的银河系GC的HST测光提供额外的支持，d（V-I）和年龄之间的相关性。这一结果相对于所采用的金属丰度标度和年龄测定方法而言是可靠的，但必须注意的是，样本中很大一部分无法获得高质量、详细的丰度信息。当一个子集的GC具有类似的金属丰度和年龄被认为是d（V-I）和中心光度密度之间的相关性被曝光。对于在给定金属丰度下存在的具有红色血红蛋白的GC，我们得出结论，年龄是第二个参数，中心密度最有可能是第三个参数。与GC中HB形态相关的重要问题，特别是多模态分布和淡蓝色尾部，仍有待解释。（节录）
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D hydrodynamical simulations of a proton ingestion episode in a low-metallicity asymptotic giant branch star
我们使用3D恒星结构程序DJEHUTY模拟了质子被摄入一颗1太阳质量、金属丰度Z=10^-4的渐近巨星分支恒星的壳层间对流区的过程。我们已经运行了两个模拟：一个是由大约30万个区域组成的低分辨率模拟，一个是由200万个区域组成的高分辨率模拟。这两种模拟都是在恒星时间的大约4小时内进行的。我们观察到存在的快速，向下流动的羽流，能够运输到接近氦燃烧壳燃烧之前发生的氢。3D模型中的中间壳层比1D模型中的质子要丰富几个数量级，因此我们获得了比1D模型中更高的氢燃烧光度-在高分辨率模拟中超过10^8太阳光度。这些模拟中的对流速度比混合长度理论的预测大10倍以上，尽管由于增强的氢燃烧，3D模拟具有更大的能量产生。我们没有发现对流区分裂成两个的证据，尽管这可能是由于空间分辨率不够，或者因为模型没有发展足够长的时间。我们认为，1D混合长度理论，特别是使用扩散算法混合不给这些事件的准确图片。平流混合方案可以更好地表示在3D模型中看到的传输过程。
2011-09-06 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars IV. Constraining Mass-Loss & Lifetimes of Low Mass, Low Metallicity AGB Stars
热脉动渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的演化和寿命存在很大的不确定性。在这项工作中，我们分析了6个静态，低金属量（[Fe/H] $\lesssim -0.86$）星系的TP-AGB星的数量和光度函数从ANGST样本，使用HST测光在光学和近红外滤波器。该星系包含超过1000颗TP-AGB恒星（每个视场至少60颗）。我们比较观察到的TP-AGB光度函数和TP-AGB和RGB恒星的相对数量，从不同套件的TP-AGB演化轨迹后，采用恒星形成历史（SFH）来自HST深光学观测产生的模型。我们测试了各种质量损失的处方，不同的治疗质量损失之前，灰尘驱动的风（前灰尘）的发作。这些比较证实了尘埃前的质量损失是重要的，因为忽略尘埃前质量损失的模型无法解释观测到的TP-AGB/RGB比率或光度函数。相比之下，具有更有效的前灰尘质量损失的模型产生的结果与观测一致。我们发现，对于[Fe/H] $\lesssim-0.86$，低质量TP-AGB星（$M\lesssim1M_\odot$）的寿命必须为$\sim0.5$ Myr，而高质量TP-AGB星（$M\lesssim 3M_\odot$）的寿命必须为$\lesssim 1.2$ Myr.此外，假设我们的最佳拟合质量损失处方，我们表明，第三次疏浚没有显着影响TP-AGB寿命在这个质量和金属丰度范围内。
2014-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the metallicity dependence of crystalline silicates in oxygen-rich asymptotic giant branch stars and red supergiants
我们研究了富氧演化恒星中结晶硅酸盐的发生，研究范围包括金属丰度和质量损失率。有人建议，结晶硅酸盐特征强度随质量损失率的增加而增加，这意味着晶格结构和风密度之间的相关性。为了验证这一点，我们分析了斯皮策IRS和红外空间天文台SWS光谱的217富氧渐近巨星分支和98个红超巨星在银河系，大，小麦哲伦云和银河系球状星团。这些包括一系列的光谱形态，从光谱丰富的表现出丰富的结晶和无定形硅酸盐功能的“裸”（无尘）恒星。我们结合光谱和光度观测与GRAMS网格的辐射转移模型推导出（灰尘）的质量损失率和温度。然后，我们测量23、28和33微米处的结晶硅酸盐带的强度。我们在恒星中探测到了结晶硅酸盐，其尘埃质量损失率超过3 dex，下降到约10^-9太阳质量/年。在质量损失率较高的天体中，结晶硅酸盐的检测更为普遍，尽管质量损失率最高的天体没有显示出23微米的特征，这可能是由于镁橄榄石颗粒的低温，或者可能表明23微米的谱带由于高柱密度而被吸收。此外，我们检测到的结晶硅酸盐矿物学的变化与金属，顽火辉石越来越多地看到在低金属。
2012-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The s process in asymptotic giant branch stars of low metallicity and the composition of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的模型慢中子捕获过程（S过程）在渐近巨星分支（AGB）恒星的金属丰度[Fe/H]=-2.3和0.9 Msun到6 Msun。我们遇到了不同的制度，中子捕获核合成的重要性增加的恒星质量减少：22 Ne（α，n）25 Mg反应在热脉冲期间激活，13 C（α，n）16 O反应在辐射条件下激活脉冲间隔期间，和13 C（α，n）16 O反应在热脉冲期间激活，也是由于温和的质子摄入事件。13 C辐射燃烧（质量约为2 Msun）的模型与碳增强贫金属（CEMP）星表现出s过程增强（CEMP-s）的整体匹配良好，除了它们产生太多的Na和F。另一方面，我们的模型都不能提供与CEMP恒星的组成相匹配的结果，这些恒星也显示出快速过程增强（CEMP-s/r）。该模型未能再现所观察到的Eu丰度，他们也未能再现Eu和Ba丰度之间的相关性。它们也无法与在许多CEMP-s/r恒星中观察到的轻重s过程元素的比例相匹配，这可能是太阳系的十倍以上。为了解释CEMP-s/r星的组成，我们需要援引一个不同的“s/r”中子俘获过程的存在，或者具有介于s和r过程之间的特征，或者是由同一天体物理位置或相互连接的位置（例如，在多个恒星系统中）的不同中子俘获过程的叠加产生的。
2011-12-13 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
Synthetic horizontal branch morphology for different metallicities and ages under tidally enhanced stellar wind
我们认为，除了金属丰度外，还需要其他一些参数来解释球状星团（GC）的水平分支（HB）形态。此外，这些参数被认为与红巨星分支（RGB）恒星的质量损失相关。在我们以前的工作中，我们提出了潮汐增强的恒星风在双星演化过程中可能会影响HB的形态，通过加强红巨星的质量损失的主要。作为进一步的研究，我们现在调查的金属丰度和年龄HB形态的影响，考虑潮汐增强恒星风在二进制的演变。在Eggleton的恒星演化程序中加入了潮汐增强的星风模型来研究双星的演化。为了研究金属丰度和年龄对我们最终结果的影响，我们进行了两组模型计算：（i）对于固定的年龄，我们使用三种金属丰度，即Z=0.0001，0.001和0.02。(ii)对于固定的金属丰度，Z=0.001，我们在模型计算中使用了五个年龄：14，13，12，10和7 Gyr。我们发现GC的HB形态随着金属丰度的降低而变蓝，并且老GC呈现出比年轻GC更蓝的HB形态。这些结果与以前的工作是一致的。虽然潮汐增强星风产生的零年龄HB星的质量分布对于不同的金属丰度是相似的，但Z=0.02的潮汐增强星风下的合成HB在红色和蓝色HB之间呈现出明显的差距。然而，在Z=0.001和0.0001的合成HB中没有清楚地看到该特征。我们还发现，更高的二进制分数可能会使HB形态变得更蓝，我们讨论了最近的观察结果。
2013-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic planetary nebulae with precise nebular abundances as a tool to understand the evolution of asymptotic giant branch stars
我们提出了核合成预测（HehocCl）从渐近巨分支（AGB）模型，从所有的对流边界扩散超射，在金属丰度范围Z/4 < Z <2 Zsun。它们是比较最近精确的星云丰度在银河系行星状星云（PNe）的样本，分为双尘埃化学（DC）和氧尘埃化学（OC）根据红外尘埃功能。与我们最近分析的银河碳尘化学PNe的类似子样本不同，这里的个别丰度误差，较高的金属丰度分布，以及某些PNe中不确定的尘埃类型/亚型，无法明确确定两个PNe样本的AGB祖质量（和形成时期）;因此，比较更侧重于逐个对象的基础上。最低的金属丰度OC PNe演化自低质量（~1 Msun）O-丰富的AGB，而较高的金属丰度的（所有不确定的灰尘分类）显示类似的DC PNe的化学模式。与最近的文献一致，DC PNe主要来自经历热底部燃烧（HBB）的高质量（M > 3.5 Msun）太阳/超太阳金属丰度AGB，但在获得更准确的C/O比之前，不能忽视低质量AGB中的其他形成通道，如额外混合，恒星旋转，双星相互作用或He预富集。DC PNe中的两个物体显示了先进的CNO处理和深二次挖掘的印记，这表明祖先质量接近极限，可以演变为核心坍缩超新星（超过6 Msun）。如果得到证实，其实际C/O比率表明受到第三次挖掘的污染，从而否定了这种高金属丰度块状AGB的化学成分完全被六溴代二苯改变的假设。
2016-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars V: Constraining the Mass Loss and Lifetimes of Intermediate Mass, Low Metallicity AGB Stars
热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的寿命相对较短（不到几百万年），但它们的冷有效温度，高光度，有效的质量损失和尘埃产生可以显着影响其宿主星系的化学富集历史和光谱能量分布。精确模拟TP-AGB恒星的能力对于解释遥远星系的综合光至关重要，特别是在红色波长。我们继续以前的努力，约束TP-AGB恒星的演化和寿命的建模其基本的恒星星族。利用哈勃空间望远镜（HST）的光学和近红外测光资料，对10个邻近星系的12个视场进行了观测，比较了TP-AGB光度函数的模型值和观测值，以及TP-AGB与红巨星分支星的数量比。我们确认了Rosenfield等人在2014年提出的最佳拟合质量损失处方，其中两种不同的风态在TP-AGB期间活跃，显着改善了许多星系的模型，这些星系显示了最近恒星形成的证据。这项研究扩展了以前的努力，将TP-AGB的寿命限制在金属丰度范围-1.59 < [Fe/H] < -0.56，初始TP-AGB质量高达~ 4 Msun，其中包括经历热底燃烧的TP-AGB恒星。
2016-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Stars as Standard Candles: An Empirical Test for the Reddening, Metallicity, and Age Sensitivity of the J-region Asymptotic Giant Branch (JAGB) Method
本文利用PHAT和UKIRT/WFCam数据检验JAGB标准烛光方法，发现其光度函数众数受红化影响但在-0.18<[M/H]<-0.26 dex范围内对年龄和金属丰度不敏感，证明该方法在低红化外盘中最准确，可用于校准Ia型超新星并高精度测量哈勃常数。
2023-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematics and Chemistry of Red Horizontal Branch Stars in the Sagittarius Streams
利用SDSS DR 7光谱数据，利用理论模型，在人马座矮星系（Sgr）的流场中选取了556颗红水平支（RHB）星。研究了Sgr流中恒星和同一位置的银河系恒星的金属丰度和α元素分布。我们发现，Sgr星的金属丰度分布有两个峰值，而银河系的恒星有一个更突出的贫金属峰。与此同时，Sgr星的[α/Fe]比低于银河系星。在Sgr恒星中，我们发现Sgr潮汐尾的前缘和后缘臂之间的金属丰度分布存在差异。主臂的金属丰度和[α/Fe]分布与银河系相似。尾臂主要由富金属组分组成，[α/Fe]明显低于银河系恒星。纵臂第一圈的金属丰度梯度为-（1.8 \pm 0.3）\times 10^{-3} dex度^{-1}，纵臂第一圈的金属丰度梯度为-（1.5 \pm 0.4）\times 10^{-3} dex度^{-1}。纵臂或纵臂第二圈的金属丰度梯度不明显。由于银河系的潮汐力，Sgr矮星系最初在第二卷（较老）臂中失去了贫金属成分，然后在第一卷（较年轻）臂中破坏了富金属成分。最后，我们发现88^ \circ <Λ_ \odot <112^ \circ的拖臂速度弥散为σ= 9.808 \pm 1.0 km s^{-1}，这与文献中以前的工作一致。
2012-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global and non-global parameters of horizontal branch morphology of globular clusters
球状星团（GCs）的水平分支（HB）形态主要由金属丰度决定。然而，具有几乎相同的金属丰度的GC表现出不同的HB形态的事实表明，至少需要一个以上的参数来解释HB形态。有人建议，其中一个应该是随GC而变化的全局参数，另一个应该是在GC内变化的非全局参数。在这项研究中，我们提供的经验证据证实了这一想法。利用哈勃空间望远镜（HST）的高级巡天照相机（ACS）获得的测光星表，分析了74个GC的CMD。我们的GC样品的HB形态已经在两个新参数L1和L2的基础上进行了研究，这两个新参数分别测量RGB和HB最冷部分之间的距离以及HB的颜色扩展。我们发现，L1与金属丰度和年龄相关，而L2最强烈的相关性与主机GC的质量。氦丰度的范围内的恒星在GC，其特点是三角洲Y和与存在多个恒星星族，已估计在一些GC日期。在这些GC中，我们发现Δ Y、GC质量和L2之间存在密切关系。我们的结论是年龄和金属丰度是主要的全球性参数，而在GC内的氦丰度的范围是主要的非全球性参数定义银河系GC的HB形态。
2013-12-15 astro-ph.SR
The Carina Project VII: Towards the breaking of the age-metallicity degeneracy of red giant branch stars using the c_UBI index
我们提出了一个分析的光度和光谱数据的船底座dSph星系，测试一种新的方法类似于用于解开多个人口在银河系球状星团（GC）。我们发现，一个适当的颜色组合是能够分开的红巨星分支（RGB）的两个主要的隆突人口（老的一个，\sim 12 Gyr，和中间年龄的一个，4-8 Gyr）的显着部分。特别地，c_UBI=（U-B）-（B-I）伪色允许我们沿着RGB的相关部分跟踪两个群体的RGB。我们发现，最老的恒星比中等年龄的恒星具有更多的负c_UBI假色。我们将RGB星的伪色与它们的化学性质相关联，发现铁含量和c_UBI之间存在显著的趋势。属于老星族的恒星系统地比属于中龄星族的恒星更贫金属（[Fe/H]=-2.32 \pm 0.08 dex）（[Fe/H]=-1.82 \pm 0.03 dex）。这为该星系的化学演化历史提供了坚实的证据，我们有一个新的诊断方法，可以让我们打破氢燃烧高级演化阶段的年龄-金属丰度简并性。我们比较了恒星在c_UBI平面上的分布与理论等时线，发现在基于标准重元素分布的理论框架中开发的模型不能达成令人满意的一致。最后，我们讨论了可能的系统性差异时，与多个群体的GC。
2014-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stratified evolution of a cool star
低质量恒星在其演化过程中通常会经历分层和丰度异常。一颗质量为0.95太阳质量、金属量Z = 0.004的恒星从主序星到水平支（HB）都被跟踪。在主序星上，较大的层积效应可能来自于与金属丰度和行星形成有关的吸积作用。当它穿过巨大的分支时，分层出现在氢燃烧的外壳周围。它可能会造成水动力不稳定性，并与巨大的分支丰度异常。He闪光后，恒星演变为HB。如果它失去了足够的质量，它最终会成为一颗热的HB星（或者在该领域是一颗sdB星），有效温度大于11000 K。所有的sdB恒星都被观测到有近似太阳的铁丰度，无论它们原来的金属丰度如何，这意味着超过100倍。太阳质量为0.95的恒星也应该如此。它在主层序上的内部水动力特性如何影响它在HB上的命运目前还不确定。
2012-09-11 astro-ph.SR
The effects of metallicity on the Galactic disk population of white dwarfs
长期以来，人们一直认为恒星金属丰度在确定银河系不同恒星星族的年龄中起着重要的作用。在这里，我们分析的作用，金属丰度发挥的白矮星光度函数的银河系盘，这是经常被用来确定其年龄。我们采用蒙特卡罗人口合成代码，占人口的银河系盘白矮星的属性。我们的代码采用了最先进的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，碳-氧和氧-氖核心。我们使用两种不同的模型来评估的金属丰度的演变，其中一个采用的金属丰度随时间是恒定的，但具有适度的分散，和第二个金属丰度随时间增加。我们发现，我们的理论结果是在一个非常令人满意的协议，从斯隆数字巡天（SDSS）和从SuperCOSMOS巡天（SSS），独立于所采用的年龄金属丰度法获得的观测光度函数。特别地，我们发现年龄-金属丰度关系对白矮星光度函数的亮支的形成没有明显的影响，而且其截止点的位置对所采用的年龄-金属丰度关系几乎不敏感。由于白矮星光度函数明亮分支的形状对年龄-金属丰度定律不敏感，它可以安全地用来检验理论上的演化序列，而由于下降位置对金属丰度分布的敏感性有限，它的位置提供了银河系盘年龄的可靠指标。
2014-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
They Won't Be Giants: Missing Metal-Rich RGB Stars in Gaia Data Indicate Truncated Stellar Evolution
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（蒙纳士大学）；Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）
研究发现盖亚数据中高金属丰度亮红巨星系统性缺失，当前恒星演化模型未捕捉该金属丰度依赖的亮巨星减少趋势，相关结果对多天体物理研究有启示。
2026-08-10 astro-ph.SR
On the Red Giant Branch: Ambiguity in the Surface Boundary Condition Leads to ~100 K Uncertainty in Model Effective Temperatures
恒星演化模型沿红巨星分支（RGB）的有效温度（Teff）分布对许多参数敏感，包括总金属丰度、元素丰度模式、对流效率和表面边界条件的处理。最近有兴趣使用观测估计的RGB Teff的混合长度参数，a_MLT，和可能的变化与金属丰度的限制。在这里，我们使用1D MESA恒星演化模型来探讨RGB Teff的表面边界条件的处理的敏感性。我们发现，不同的表面边界条件可以导致+/- 100 K的金属性相关的RGB相对于彼此的偏移，尽管事实上，所有的模型都可以重现太阳的属性。此外，对于一个给定的大气T-tau关系，我们发现，RGB Teff也是敏感的光学深度的表面边界条件，在恒星模型。几乎所有的模型都采用光球作为表面边界条件的位置，但这种选择有点随意。我们比较我们的模型恒星参数来自APOGEE-Kepler样本的第一次上升的红巨星，并发现系统的不确定性，由于处理的表面边界条件的模型放置一个限制~100 K以下，它是不可能作出坚定的结论，对当前一代的恒星模型的保真度。
2018-05-10 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
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
Wide Field Near-Infrared Photometry of 12 Galactic Globular Clusters: Observations Versus Models on the Red Giant Branch
本文报道了银河系中12个球状星团的宽视场近红外测光，这些星团通常从红巨星分支（RGB）的顶端延伸到主序星的分岔处。使用最近的均匀值的集群距离，红化和金属丰度，由此产生的光度直接比较最近的几个图书馆的恒星演化模型的预测。在所研究的模型中，达特茅斯和里贾纳模型最好地再现了所观察到的RGB形态，尽管J-Ks颜色的偏移量在所有观测不确定性来源的意义上有所不同。因此，我们还提出了新的近红外光度指数之间的关系，描述了上RGB与集群铁丰度以及全球金属丰度。分析了α元素和氦元素的增强效应，发现前者对上RGB的形态影响与模型预测一致。同时，我们得出的经验关系与以前的结果吻合得很好，微小的差异可能是由于假设的聚类距离和红化的差异。此外，我们目前的水平分支（HB）和RGB凹凸幅度的测量，发现一个不可忽略的依赖近红外HB幅度集群金属丰度。最后，我们讨论了假设的集群距离，reddenings和金属对我们的结果的影响，发现我们的经验关系一般是不敏感的，这些因素在其不确定性。
2015-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Abundance Inhomogeneities and Deep Mixing Rates in Galactic Globular Clusters
在银河系球状星团中的恒星中，碳丰度往往会随着红巨星上部分支亮度的增加而减少，特别是在金属丰度最低的星系团中。虽然这种现象没有被恒星内部和演化的经典模型预测，但它被广泛认为是红巨星分支上升过程中一些额外的混合作用的结果，这些混合作用将暴露于CN（O）循环的物质输送到恒星内部的辐射区，进入对流包层的底部，然后迅速带到恒星表面。在这里，我们提出的[C/Fe]丰度测量67红巨星在银河系内的19个球状星团。在Martell等人工作的基础上，我们集中研究了绝对星等为$M_\mathrm{V} \sim -1.5$的巨星，这些巨星位于金属丰度范围（-2.4 $<$ [Fe/H] $<$ -0.3）的星团内。基特峰国家天文台（KPNO）的4米望远镜和南方天体物理研究所（SOAR）的4.1米望远镜被用来获取覆盖$λ$ 4300 CH和$λ$ 3883 CN波段的光谱。通过合成光谱分析了这些光谱中的CH吸收特征，以获得[C/Fe]丰度。这些丰度和观测到的恒星的光度被用来推断在上部红巨星分支演化期间C丰度随时间变化的速率（即，混合效率）。通过建立一系列的金属丰度的速率，深度混合的金属丰度的依赖性进行了探讨。我们发现，推断的碳消耗率作为金属丰度的函数降低，虽然我们的结果是依赖于初始的[C/Fe]组成假设为每个恒星。
2019-04-04 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
Modelling realistic horizontal branch morphologies and their impact on spectroscopic ages of unresolved stellar systems
在恒星星族中存在扩展的蓝色水平分支（HB），这会影响由光谱拟合到恒星星族合成模型中推断的年龄。然而，大多数人口合成模型仍然依赖于理论等时线，其中不包括现实的建模扩展HB。在这项工作中，我们为一系列古老的简单恒星星族（SSP）创建了详细的模型，以创建各种真实的HB形态，从扩展的红色团块到极蓝的HB。我们实现这一目标，利用恒星轨道从BaSTI数据库和实施不同的质量损失处方为每个SSP创建，从而在不同的HB形态。我们发现，对于每一个金属丰度，有一些HB形态，最大化Hbeta，使一个潜在的14 Gyr人口看起来5- 6 Gyr的低和中等金属丰度的情况下，和年轻的2Gyr的太阳金属丰度SSP。我们探索是否有任何光谱指数能够打破一个老的SSP与扩展蓝色HB和一个真正的年轻或中间年龄的SSP之间的简并性，并发现玫瑰（1984年）的Ca II指数和强度的Mg II双峰在2800 A是有前途的候选人，结合Hbeta和其他金属丰度指标，如Mgb和Fe 5406。我们还进行了蒙特卡罗模拟来研究典型星团光谱中的统计涨落水平。我们发现，即使是平均到大的球状星团，光谱指数的波动是显着的，并且各种光谱指数以不同的方式受到影响，这对全光谱拟合方法有影响。因此，我们敦促谨慎，如果这些类型的星团是用来作为经验校准对象的各个方面的SPS模型。（节录）
2010-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Photometry of Globular Clusters Towards the Galactic Bulge: Observations and Photometric Metallicity Indicators
本文给出了在2 MASS测光系统上标定的16个银河系球状星团的宽视场JHK测光结果。差分红化校正和统计领域的明星净化之前，所有这些集群拟合基准序列的集群红巨星分支（RGBs）。观测值和不确定性报告的几个光度特征，包括RGB凹凸，提示，水平分支（HB）和上RGB的斜率的大小。最新的光谱测定的化学丰度被用来建立距离和红独立的关系观察到的光度特征和集群金属，优化样本大小和金属基线这些关系的补充我们的样本与文献中的结果。我们发现，HB和RGB凸块之间的幅度差异可以用来预测金属丰度，在铁丰度[Fe/H]和全球金属丰度[M/H]方面，在所有三个近红外带通相对富含金属（[M/H] $\gtrsim$ -1）集群的精度优于0.1德克斯。同时，尽管模型预测RGB斜率在高（近太阳）金属丰度下可能变得不可靠，但上部RGB的斜率和RGB尖端与凸起之间的幅度差在整个采样金属丰度范围（-2 $\lesssim$ [M/H] $\lesssim$ 0）上都是有用的金属丰度指标，精度为0.2 dex或更好。我们的研究结果同意与以前的校准，根据相关的不确定性，我们讨论了有争议的金属丰度集群的影响，以及进一步调查的方向。
2016-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass loss along the red giant branch in 46 Globular Clusters and their multiple populations
银河系球状星团'（GC）恒星在水平支（HB）上的位置应该主要取决于GC金属丰度这一“第一参数”，但它实际上是红巨星支（RGB）质量损失、不同氦含量的多个恒星星族共存、以及“第二参数”的存在，该参数在具有类似金属丰度和年龄的GC（如M3-M13对）的HB形态中产生显著差异。在这项工作中，我们结合了整个数据集从哈勃太空望远镜财政部调查和恒星演化模型，分析46个GC的HB。对于第一次在一个大样本的GC，我们产生人口合成模型，其中氦丰度的第一代和“极端”的第二代的约束使用独立的测量的基础上RGB星。主要结果是：1）第一代恒星的质量损失与星团金属丰度密切相关。2)只有采用比第一代更高的RGB质量损失，才能再现HB上氦富集星的位置。质量损失的差异与氦增强和团簇质量有关。3)作者先前开发的“主序前盘早期损失”模型解释了这种质量损失的增加，并且与多种群形成模型的研究结果一致，该模型预测氦中增强的种群倾向于形成更高的恒星密度和浓度。4)氦增强和质量损失都对第二个参数有贡献。
2020-09-02 astro-ph.GA 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
Spectral Models for Early Time SN 2011fe Observations
我们使用观察到的紫外线通过近红外光谱，以检查是否SN 2011 fe可以理解的框架内的分支正常SNe Ia和检查其个别的特点。作为基准，我们使用延迟爆轰模型与祖金属丰度Z_太阳能/20。我们研究的灵敏度特征的变化，在祖金属丰度，外密度分布，放射性镍的分布。母体中金属丰度变化的影响对合成光谱的影响相对较小。我们还发现，SN 2011 fe的丰度分层非常类似于延迟爆轰模型的过渡密度，已适合其他分支正常的Ia型超新星。在早期，模型光球是在速度太高的物质中形成的，这表明光球退得太慢，或者SN 2011 fe在~0.1 M太阳外的比能比模型低。我们讨论几种解释的差异。最后，我们研究的光谱能量分布和颜色的变化，由于在祖金属丰度的变化，这表明，颜色只是弱指标的祖金属丰度，在特定的爆炸模型，我们已经研究。我们发现，在U波段的通量是显着较高的太阳能金属丰度模型在最大光比在较低的金属丰度模型和较低的金属丰度模型更好地匹配观测到的光谱。
2015-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Metallicity Distribution Functions, Radial Velocities, and Alpha Element Abundances in Three Off-Axis Bulge Fields
本文给出了位于（l，b）=（-5.5，-7），（-4，-9），（+8.5，+9）附近的三个银河系核球离轴场中的264颗红巨星分支（RGB）恒星的径向速度和[Fe/H]，[O/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]的化学丰度比。这些结果是根据Blanco 4 m和WIYN 3.5 m望远镜上的Hydra摄谱仪获得的中等分辨率（R~ 18，000）、高信噪比（S/N~75-300）光谱的等效宽度和光谱合成分析得出的。这些目标是从巨分支的蓝色一侧选择的，以避免受到CN和TiO强烈影响的冷星;然而，文献样本中颜色金属丰度分布的比较表明，我们选择的蓝色目标不应该对富含金属的恒星产生显着的偏见。我们发现了一个完整的金属丰度范围，从[Fe/H] \approx -1.5到+0.5，并且，根据先前观察到的短轴垂直金属丰度梯度，中值[Fe/H]也随着离轴场银河系纬度的增加而下降。南部隆起的离轴垂直[Fe/H]梯度估计为~0.4 dex/kpc。（+8.5，+9）场显示出比预期更高的金属丰度，中值[Fe/H]=-0.23，这可能与沿该视线存在更强的X形凸起结构有关。所有领域表现出相同的，强烈的速度色散减少金属丰度增加，这是在类似的短轴外凸领域的观察相一致。此外，[O/Fe]、[Si/Fe]和[Ca/Fe]与[Fe/H]的趋势在我们的三个领域中是相同的，并且与过去的凸起研究很好地一致。[删节]
2013-02-15 astro-ph.SR
Jsolated Stars of Low Metallicity
我们研究的影响，减少质量损失率低金属丰度J孤立星的演化，我们以前的分类角动量（J）孤立星。利用恒星演化程序MESA，研究了Z=0.001和Z=0.004的低金属丰度恒星在不同质量损失率效率下的演化，并与Z=0.02的太阳金属丰度演化进行了比较。我们进一步研究了晚期无症状巨星支（AGB）-行星相互作用的可能性及其对行星状星云（PN）性质的可能影响。我们发现所有的金属丰度，只有减少质量损失率的相互作用与低质量的同伴可能会发生在AGB阶段的恒星。这种相互作用很可能形成椭圆形PN。AGB后获得的最大光度，无论是太阳金属丰度和低金属丰度，达到高值对应的PN光度函数的神秘发现。
2018-08-16 astro-ph.SR
Updated stellar yields from Asymptotic Giant Branch models
更新了低到中等质量热脉冲渐近巨星分支（AGB）星的恒星产额网格。这些模型涵盖了金属量Z = 0.02、0.008、0.004和0.0001的范围，质量在1 Msun到6 Msun之间。新的中等质量Z = 0.0001 AGB模型，以及更精细的质量网格比以前的研究中使用的。产率计算使用更新的反应速率网络，其中包括最新的NeNa和MgAl质子捕获率，与主要结果之间的约6至30倍的钠产生的中间质量模型与热底部燃烧。在低质量的AGB模型，我们调查的影响，包括一些部分混合质子到壳层间区域的最深程度的每三个疏浚情节的轻元素的生产。质子被丰富的12 C捕获，形成13 C口袋。13 C口袋增加了19 F、23 Na、富中子的Mg和Si同位素、60 Fe和31 P的产率。根据金属丰度的不同，31 P的增加约为4至20倍。将13 C口袋添加到He-中间壳层中所引起的任何结构变化均被忽略。然而，所考虑的模型是低质量的，任何这样的反馈可能是小的。需要进一步的研究来测试部分混合模型的产量的准确性。对于每一个质量和金属丰度，产额都以表格的形式呈现，适合用于银河系化学演化研究或与行星状星云的组成进行比较。
2009-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Double Red Giant Branch and Red Clump features of Galactic disc stellar populations with Gaia GSPspec
利用Gaia DR3 GSP-Spec高精度数据，首次在巨星基尔图中观测到银盘双峰性，表现为双红巨星分支和红团簇特征，揭示年龄间隙及复杂年龄-金属丰度关系，为理解银盘演化提供新视角。
2024-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
