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
Non-radial, non-adiabatic solar-like oscillations in RGB and HB stars
CoRoT和开普勒对红巨星的观测揭示了丰富的非径向类太阳振荡光谱，可以探测它们的内部结构。我们比较了两颗在HR图同一区域但处于不同演化阶段的红巨星的理论光谱。我们在这里提出我们的第一个结果的惯性，寿命和振幅的振荡，并讨论两颗恒星之间的差异。
2013-01-15 astro-ph.SR
The red giant branch phase transition: Implications for the RGB luminosity function bump and detections of Li-rich red clump stars
详细研究了不同金属丰度的氦点燃阶段的光度和红巨星分支相变过程中红巨星分支凸点光度的演化。为了这个目的，我们计算了一个网格的恒星模型，采样的质量范围内的过渡与一个精细的质量步骤等于${\rm 0.01M_\odot}$。我们发现，对于一个初始化学成分给定的恒星星族，存在一个临界年龄（1.1-1.2~Gyr），在这个年龄附近，年龄的减少仅为2000 - 3000万年，就会导致红巨星分支尖端亮度的急剧下降。我们还发现一个狭窄的年龄范围（几$10^7$ yr）周围的过渡，其特征是亮度的红巨星分支凸点比亮度的He点火。我们讨论了这种情况下，丰富的锂核心氦燃烧恒星的观测之间可能存在的联系。
2015-10-27 astro-ph.SR
On the magnitude difference between the main sequence turn off and the red giant branch bump in Galactic globular clusters
我们提出了新的测量的幅度的主要序列关闭和红巨星分支颠簸的亮度函数的样本的银河系球状星团与更新的估计[Fe/H]和[ $α$ /Fe]，采用测光数据收集的高级相机上的调查HST。我们比较测量和预测值之间的大小差异，这两个功能，很少采用诊断的内部结构的低质量恒星在红巨星演化的开始。我们的分析揭示了理论和观测之间的明显差异，理论红巨星分支隆起的星等过于明亮，平均值为$\sim0.2$ ~ ma。这证实了更广泛研究的水平分支和红巨星隆起之间的星等差异的结果，避免了与从彩色星等图确定水平分支水平相关的众所周知的问题，以及水平分支恒星模型光度的不确定性。我们简要地讨论了这种差异的几个潜在的解决方案。
2010-12-02 astro-ph.SR
Mass Losing Asymptotic Giant Branch Stars and Supergiants
本文介绍了一个摘要的四个邀请和12个贡献的介绍渐近巨星分支星和红超巨星，在两个下午的分裂会议的过程中，在第19届酷星研讨会。它强调了最近的观测和最近的理论，在很宽的波长范围内强调了高空间分辨率。涵盖的主题包括三维模型，对流，二元相互作用，质量损失，尘埃形成和磁场。
2016-09-26 astro-ph.SR
Population II Distance Indicators: RR Lyrae Variables, Tip of the Red Giant Branch (TRGB) Stars and J-Branch Asymptotic Giant Branch (JAGB/Carbon) Stars
本文综述了三类星族II河外距离指示器（TRGB、天琴座RR型变星和JAGB/碳星）的理论、演化、定标与应用，并给出基于TRGB的哈勃常数测量结果。
2023-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the Asymptotic Giant Branch Star T Cephei
本研究针对渐近巨星支恒星T Cephei，在2022年其387天脉动周期的36个夜晚同步获取光谱与测光数据，用测光校准光谱绝对流量，揭示了一个完整脉动周期内多类天体物理参数的变化规律。
2023-11-30 astro-ph.SR
Binary interaction along the Red Giant Branch: The Barium Star perspective
钡（Ba）星在双星系统中通过质量转移形成，随后可以在双星相互作用的第二阶段与它们的白矮星伴星相互作用。我们使用观测到的主序星Ba系统作为我们演化模型的输入，并试图重现Ba巨星的轨道。我们表明，要解释短，有时偏心轨道，额外的相互作用机制需要沿RGB。
2018-09-14 astro-ph.SR
Mass transfer in asymptotic-giant-branch binary systems
当一个成员（主星）上升到一个巨大的分支上时，双星可以通过质量转移进行相互作用。由二进制喷出的气体量和气体吸积量的主要影响的生命周期的次要的后续的二进制现象。双星喷出的部分气体将保持引力束缚，其分布将与行星状星云的形成密切相关。通过在AstroBEAR AMR Hydro/MHD程序中加入辐射转移，我们研究了含有AGB星的双星系统的质量转移性质。
2017-01-30 astro-ph.SR
Core rotation braking on the red giant branch for various mass ranges
星震学使我们能够探测恒星内部。混合模可以用来探测红巨星核的物理条件。然而，我们仍然需要确定红巨星内部传输角动量的物理机制，从而导致红巨星核心旋转的减慢。因此，红巨星核心旋转的大规模测量是至关重要的，以获得更严格的约束的内部角动量传输的效率，并研究这种效率如何与恒星参数的变化。本工作旨在确定开普勒观测到的大量红巨星振荡谱中偶极混合模的转动多重态分量。这样的鉴定为我们提供了红巨星平均核心旋转的直接测量。我们计算拉伸光谱，模仿纯偶极重力模式的规律。具有相同方位阶数的混合模在拉伸周期内几乎等间距分布。偏离这种规律性的模式，使我们能够解开各种旋转分量，从而确定红巨星的平均核心旋转速率。我们获得了875颗红巨星分支星的平均核心旋转测量结果。这个大样本包括质量为2.5 $M_{\odot}$的恒星，使我们能够测试核心慢化率对恒星质量的依赖性。这项大样本的工作使我们能够改进以前对红巨星分支平均核心旋转演化的测量。我们的研究结果表明，沿着红巨星分支的旋转是恒定的，而不是稍微慢下来，其值与质量无关。
2018-02-13 astro-ph.SR
Post-red-giant-branch Planetary Nebulae
本文探讨红巨星分支阶段发生的共包层事件能否形成行星状星云，并指出已有理论与观测证据支持这一可能性，强调表征此类系统有助于揭示共包层这一关键演化阶段。
2023-04-13 astro-ph.SR
Seismic constraints on the internal structure of evolved stars: From high-luminosity RGB to AGB stars
空间飞行任务CoRoT和Kepler利用无与伦比的高精度光度数据探测恒星内部，为更好地了解恒星演化开辟了新的机会。开普勒观测恒星振荡已经有四年了，这使得它能够获得出色的频率分辨率，从而能够破译演化的红巨星分支和渐近巨星分支恒星的振荡光谱。在红巨星和渐近巨星分支的上部，恒星的内部结构受到很差的约束，这使得红巨星和渐近巨星之间的区分变得困难。我们进行了彻底的地震分析，以解决这些恒星内部的物理条件，并区分它们。我们研究了大约2.000个演化巨星的振荡模式特性，该模型由红巨星的渐近压力模式模式描述，其中包括氦第二电离区的签名。我们提取的模式属性的程度l = 3，并研究它们对恒星质量，金属丰度和演化状态的依赖。我们确定了一个明显的区别，在红色和渐近巨星之间的氦二次电离区的签名。我们还检测到一个明显的短缺的能量l = 1模式后的核心，他燃烧阶段。此外，我们注意到在渐近巨星分支上观察到的模式阻尼与在红巨星分支上观察到的模式阻尼相似。我们强调，氦二次电离区的签名随恒星演化而变化。这为我们区分红巨星分支星和渐近巨星提供了物理基础。在这里，我们的恒星振荡的调查，使我们能够约束的物理过程和关键事件发生在恒星演化的高级阶段，重点是沿渐近巨星分支的上升，包括渐近巨星分支颠簸。
2021-03-30 astro-ph.SR
Radial pulsations of red giant branch stars
我们进行了流体动力学计算的非线性恒星脉动的人口I恒星的演化阶段的上升红巨星分支和以下的亮度下降，由于核心氦闪光。红巨星填充这一地区的赫兹斯普林-罗素图被发现是基本模式的传播。在红巨星分支的顶端，脉动周期最大，初始质量为1.1 M_ \odot ~ 1.9 M_ \odot的恒星的脉动周期分别为254 ~ 33天。在核心氦闪光期间的周期变化率与在氦壳源中的热脉冲期间Mira型变量的长期周期变化率相当。在初始质量为Mzams = 1.1 M_ \odot的恒星中，周期变化率最大（\dot/\approx-0.01 yr^{-1}），而在演化序列为Mzams= 1.9 M_PDMATHABMM的恒星中，周期变化率则减小到\dot/\sim-0.001 yr ^{-1}。理论上，周期Pi > 200天的红巨星的光变曲线显示出次极大值的存在，类似于在许多Miras中观测到的。
2017-06-28 astro-ph.SR
Spectral matching for abundances and clustering analysis of stars on the giant branches of ω Centauri
我们测定了半人马座球状星团ω中221颗巨支星的恒星参数和丰度。光度法和低分辨率光谱法相结合用于确定温度、重力、金属度、[C/Fe]、[N/Fe]和[Ba/Fe]。这些丰度与以前的研究人员发现的一致，并扩大了集群的分析样本。k-means聚类分析被用来根据这些丰度将恒星分成四个同质组。这些恒星显示出[C/Fe]与[N/Fe]之间的预期关系。我们研究了CN-弱/强星在色星等图上的分布。渐近巨星分支星，从它们在色星等图上的位置中选出，几乎都是CN-弱的。这与红巨星分支形成对比，红巨星分支中有大量少数是CN-强。并与团簇形成和演化模型进行了比较。总体而言，这项研究表明，统计上显着的元素和进化的结论，可以从较低的分辨率光谱。
2012-09-03 astro-ph.SR
Empirical determination of the integrated red giant and horizontal branch stellar mass loss in omega Centauri
本文测定了银河系球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）中贫金属星族（[Fe/H] ~ --1.7）恒星在红巨星和水平分支演化过程中的平均积分质量损失。质量的经验计算从光谱测量表面重力和光度测量温度和光度。系统的不确定性阻碍了在演化阶段对质量的绝对测量。然而，早期渐近巨星分支星和中心红巨星分支星的相对质量是可以测量的，并可以用来推导这两个阶段之间的质量损失。然后，这可以用作水平分支（HB）星模型的物理检查。对于omega Cen，发现平均差异为26 +/-4%。假设初始和最终质量分别为0.83和0.53太阳质量，我们确定RGB上损失了0.21 +/- 0.03太阳质量，AGB上损失了0.09 +/- ~0.05太阳质量。这意味着HB恒星的质量为0.62 +/- 0.04太阳质量，与文献中对该星团HB恒星质量的测定相当。这种测量的准确性可以通过更好地选择恒星和光谱覆盖范围来提高，并应用于水平分支模型目前不同意的其他星团。
2011-06-06 astro-ph.SR
Dust is forming along the red giant branch of 47 TUC
我们提供了额外的证据，证明尘埃确实是沿着47 Tuc的红巨星分支（RGB）形成的，亮度范围从水平分支到RGB尖端（Origlia et al. 2007）。尘埃的存在是从（K-8）颜色的红外过量推断出来的，K是从高空间分辨率地面近红外测光测量的，而“8”是指斯皮策-IRAC 8微米测光。我们展示了如何（K-8）是一个更敏感的诊断检测微小的拱星包层周围的温暖的巨人比颜色只使用斯皮策-IRAC波段，例如（3.6-8）的颜色由Boyer等人（2010）使用。此外，我们还给出了具有（K-8）色过剩的巨星的高分辨率HST-ACS I波段图像。这些图像清楚地证明了Boyer等人（2010）的声明，即我们检测到的与RGB尖端以下的恒星相关的颜色过剩是由混合物和伪影引起的，这是完全无效的。
2010-05-25 astro-ph.SR
Abundances of C, N, Sr and Ba on the red giant branch of omega Centauri
在半人马座球状星团的红巨星分支上，有33颗恒星的碳、氮、锶和钡相对于铁的丰度。它们是基于使用光谱合成技术分析的蓝色光谱区域的中间分辨率光谱数据。这些数据揭示了这些元素的丰度存在广泛的范围，并与主序星的类似数据进行比较，使我们能够深入了解星团的演化历史。大多数红巨星分支星被发现是贫碳的，即[C/Fe]<0，而相同恒星的[N/Fe]范围为~1 dex，从[N/Fe]~0.7到1.7 dex。锶与铁的丰度比从太阳能到轻度增强（0.0<=[Sr/Fe]<=0.8）不等，[Ba/Fe]通常等于或大于[Sr/Fe]。ROA 279是一颗已知的CH星，其碳和氮的丰度比分别为[C/Fe]=0.6和[N/Fe]=0.5 dex。红巨星分支上的演化混合的证据被发现的事实，相对碳丰度的主序列上普遍高于红巨星分支。然而，红巨星分支和主序样品的比较表明，两套样品中氮增强的上限相似，都在[N/Fe]~2.0dex。这很可能是原始混合过程而不是进化混合过程的结果。其中一颗红巨星分支星ROA 276被发现有Sr和Ba的丰度比。ROA 276的高分辨率光谱是由麦哲伦望远镜/MIKE摄谱仪组合获得的，以证实这一结果，揭示ROA 276确实是一颗不寻常的恒星。对于这颗恒星的计算的耗尽效应强烈表明，在ROA 276中观察到的Sr增强是原始起源，而不是源于表面吸积事件。
2010-03-25 astro-ph.SR
Asteroseismic Modeling of 1,153 Kepler Red Giant Branch Stars: Improved Stellar Parameters with Gravity-Mode Period Spacings and Luminosity Constraints
本文利用径向模频率、重力模周期间距、Gaia光度等数据对1,153颗Kepler红巨星进行星震学建模，显著提高了质量、年龄等恒星参数精度，并重新校准了星震标度关系。
2023-07-07 astro-ph.SR
Binary evolution along the Red Giant Branch with BINSTAR: The barium star perspective
钡（Ba）、CH和外生或贫Tc的S-型恒星是演化的低质量和中等质量恒星，其表面的慢中子捕获过程元素增强，这表明前渐近巨星分支（AGB）伴星的质量吸积，现在是一颗白矮星（WD）。Ba星和CH星可以在主序星、次巨星和巨星相中找到，而外来的S型星只分布在巨星分支中。随着这些被污染的恒星的演化，它们可能会与现在的白矮星同伴发生第二阶段的相互作用。在本文中，我们考虑的系统组成的主序星Ba和WD的同伴时，前者沿着红巨星分支（RGB）的发展。我们想确定是否可以从它们被怀疑的矮祖先的演化中推断出已知的Ba、CH和S巨星的轨道特性。为了这个目的，我们使用的BARGAR二进制演化代码和模型MS+WD二进制系统，考虑不同的二进制相互作用机制，如潮汐增强风质量损失和循环效率降低。为了探索它们对第二次RGB上升的影响，我们将模拟的轨道与Ba和相关巨星的观测周期和偏心率分布进行了比较。我们表明，独立考虑的机制，有一个强大的时期切断低于核心，他燃烧的恒星不应该被发现在二进制系统与WD同伴。对于质量更大的RGB恒星和更贫金属的系统，这个极限更短。然而，我们仍然发现了一些低质量的短周期巨系统，很难用我们的模型来解释，以及两个系统具有非常高的偏心率。
2020-05-11 astro-ph.SR
Magnetic fields in single late-type giants in the Solar vicinity: How common is magnetic activity on the giant branches?
我们提出了我们的第一个结果，在一个新的样本，包含所有单一的G，K和M巨星下降到V = 4等在太阳附近，适合光谱偏振（斯托克斯V）的观察Narval在TBL，法国。对于磁场（MF）的探测和测量，应用了最小二乘反卷积（LSD）方法（Donati等人，1997），在目前的情况下，该方法能够探测甚至比太阳磁场更弱的大规模MF（我们纵向MF测量的典型精度为0.1-0.2 G）。恒星的演化状态是基于旋转的演化模型确定的（Lagarde et al. 2012; Charbonnel et al.，（正在编写中）和Massarotti等人（1998）给出的基本参数。这些恒星的质量范围在1-4太阳质量之间，处于主序星（MS）之后到渐近巨星分支（AGB）的不同演化阶段。该样本包含45颗恒星。到目前为止，观测到29颗恒星（即约占样本的64%），每颗至少观测两次。对于在赫兹普龙间隙中的两颗恒星，其中一颗肯定是塞曼探测到的。只有5个G和K巨星，主要位于红巨星分支（RGB）的底部和He燃烧阶段。令人惊讶的是，许多恒星上升到RGB尖端，并在早期AGB阶段被检测到（13个观察到的恒星中的8个）。对于所有塞曼探测到的恒星，vsin i都被重新确定，出现在2-3 km/s的区间，但很少有具有MF的巨星具有更大的vsin i。
2013-11-03 astro-ph.SR
Is Dust Forming on the Red Giant Branch in 47 Tuc?
使用斯皮策IRAC观测SAGE-SMC遗产计划和存档的斯皮策IRAC数据，我们调查尘埃生产47 Tuc，附近的大规模银河系球状星团。先前的一项研究发现了红外线过量，表明星周尘埃，在47 Tuc的大量恒星中，跨越了整个红巨星分支（RGB）。我们表明，这些结果遭受恒星混合和成像文物所造成的影响，它很可能是没有恒星低于约1等的RGB的尖端正在产生尘埃。唯一看起来有尘埃的恒星是变星，它们也是星团中最冷、最亮的恒星。
2010-02-08 astro-ph.SR
The fractions of post-binary-interaction stars and evolved blue straggler stars on the red giant branch of globular clusters
球状星团的红巨星支（RGB）是一些奇异星的家园，这可能为球状星团中多个恒星星族的形成提供线索。众所周知，双星的相互作用是许多奇异恒星的成因。因此，重要的是要了解GC的RGB上的恒星比例是二元相互作用的结果。在本文中，我们进行了一个二进制人口合成的研究，以跟踪的数量后二进制相互作用（后BI）的星星，出现在RGB上，特别强调的演变蓝色离散星（E-BSS）。假设初始二进制分数接近50%，我们发现RGB上大约有一半的物体（称为巨人）经历了二进制相互作用，并且E-BSS在我们的标准模拟中占巨人的10%左右。我们还比较了从不同渠道演变而来的后BI巨头的属性。我们发现，初始轨道周期和质量比分布显着影响的分数后BI巨星。我们的研究结果表明，非标准星从二进制相互作用提供了一个不可忽视的贡献，在GC的RGB星，这应该考虑在未来的调查的起源多个恒星星族。
2021-05-01 astro-ph.SR
Connection between the Long Secondary Period phenomenon and the red giant evolution
在脉动红巨星中观察到的长次级周期（LSP）背后的机制仍然未知。在这项工作中，我调查红巨星分支和渐近巨分支演化和LSP的外观之间的连接-在很大一部分红巨星观察到的现象。我使用大麦云云中OSARG变量的OGLE-III样本。我构建了显示LSP的恒星的周期光度和颜色星等平面的密度图，并将它们与其余的巨星进行比较。我还拟合了光谱能量分布，以测试LSP恒星中是否存在额外的红化源。我提出了一个假说，LSP现象可能与不同的脉动周期光度序列之间的过渡。我还表明，过剩的恒星显示长周期变星可以观察到周围的红巨星分支的尖端，更突出的是，在上半部分的渐近巨星分支。主要的过密度区域似乎比渐近巨分支的主体稍微暗淡和红色。它似乎也对应于赫兹-罗素图中存在稳定风和高质量损失的区域。LSP可能是在红巨星演化的各个阶段出现和消失的重复现象。LSP星似乎比其他巨星更红，这表明了红化的内在本质，可能与大量的尘埃排放有关。分析结果似乎证实了强星风引起的质量损失与LSP的出现有关的假设。
2021-03-01 astro-ph.SR
On Lithium-Rich Red Giants. II. Engulfment on the Giant Branch of Trumpler 20
盖亚-ESO调查最近报告了一个大样本的锂（Li）丰度测定丰富的疏散星团Trumpler 20中的演化恒星。他们认为，几乎所有的恒星都经历了主序后混合，而Li只在两个物体中保留。我们提出了另一种解释，其中Li在绝大多数星团恒星中是正常的，在这两种情况下是异常高的。我们证明，在红巨星的Li上限可以解释与主序列耗尽和标准的疏浚相结合，他们是接近的检测水平，在其他系统的类似年龄。在我们的框架中，这两颗巨星都是非常富锂的，我们认为这两颗巨星都可能是由16（+6-10）M_J的亚恒星质量伴星的吞没产生的。这意味着在这个系统中，大约5%的1.8太阳质量的恒星，以及其他地方，应该有高质量的亚恒星质量伴星，这些伴星可能在它们生命的某个时刻被吞没。我们讨论未来的测试，可以证实或反驳这种情况。
2016-12-01 astro-ph.SR
Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Star Models and Globular Cluster Planetary Nebulae I: The Model
利用合成模型计算了球状星团恒星的热脉冲渐近巨星分支模型，目的是再现已知的4个球状星团行星状星云的化学成分、核心质量和其它观测参数，并与星团的整体性质大致匹配。模拟了氦丰度增强的恒星（$Y$）和蓝离散星的演化。用Padova恒星演化模型\citep{berta,bertb}计算了红巨星分支星和早期渐近巨星分支星的新的热脉冲前渐近巨星分支质量损失。计算新的质量损失以获得由于氦丰度增加而导致的质量损失的相对差异。用这些模型再现了球状星团行星状星云的整体性质。中心恒星的金属丰度、质量、总金属丰度、氦丰度和星云质量与观测值相匹配。再现了球状星团行星状星云JaFu 1和JaFu 2 { \it通过假设祖先星}，质量接近球状星团典型的主序转折点，氦丰度增强，与通过拟合等时线到球状星团色星等图推断的增强非常相似。球状星团PN GJJC-1可以粗略地与一颗在关闭附近具有非常极端氦增强（$Y\approx0.40$）的祖星相匹配，这颗祖星产生了一颗与观测推断的质量相同的中心星和一颗非常低的星云质量。用蓝离散星模型再现了行星状星云Ps 1及其中心恒星K648的丰度和核质量。然而，事实证明不可能重现它的星云质量，并得出结论，可能需要某种双星方案来解释K648。
2011-10-06 astro-ph.SR
On the oxygen abundances of M 67 stars from the turn-off point through the red-giant branch
为了考察红巨星包层中的核处理物质的演化混合是否会引起表面氧成分的显著变化，利用7770- 7792 A区的中等色散谱，采用合成谱拟合方法对O/Fe/Ni丰度进行了测定（包括O I 7771-5，Fe I 7780，和Ni I 7788线）的老疏散星团M 67的16颗恒星在不同的演化阶段从关闭点通过红巨星分支。我们在非巨星系群之间的氧丰度中找不到任何有意义的差异（T_eff > 5000 K）和红巨星群（T_eff < 5000 K），它们之间的平均值几乎一致（尽管两者都具有由不足的数据质量引起的十分之几dex的相当大的分散），尽管只有一颗巨星（S 1054）似乎显示出异常低的O丰度，因此需要更详细的研究。这一结果可能表明，对于低质量（~ 1.3Msun）的M67恒星，红巨星阶段氢燃烧产物的混合几乎不影响恒星包层中的氧含量，这与传统的恒星演化理论的预测是一致的。
2014-12-23 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
Magneto-Archeology of White Dwarfs. Revisiting the fossil field scenario with observational constraints during the red giant branch
Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Grupo de Evolución Estelar y Pulsaciones, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文学与地球物理科学学院恒星演化与脉动研究组）；Instituto de Astrofísica La Plata, CONICET-UNLP（拉普拉塔天文研究所（CONICET-UNLP））；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
通过红巨星分支的观测约束，重新审视化石磁场理论，发现红巨星中氢燃烧壳产生的磁场强度与白矮星磁场幅度和出现时间尺度一致，而主序星核心对流产生的磁场则无法匹配白矮星磁场强度。
2026-03-17 astro-ph.SR
Pulsations of intermediate-mass stars on the asymptotic giant branch
计算了初始质量为2 M_ \odot <= Mzams <= 5 M_ \odot，金属丰度Z=0.02的恒星从零龄主序星到渐近巨星分支的演化轨迹。一些演化序列模型被用来作为描述径向恒星脉动的辐射流体动力学和湍流对流方程的初始条件。早期渐近巨星分支星的周期为30 ~ 400天。随着恒星的演化，周期变化率逐渐增大，但由于太小而无法检测到（d ln P/dt < 1.e-5 yr^-1）。研究了热脉冲AGB星的脉动性质，其中包括初始质量为Mzams= 2 M_ \odot和3 M_ \odot的演化序列的17个热脉冲和初始质量为Mzams= 4 M_ \odot和5 M_ \odot的6个热脉冲.初始质量为Mzams<= 3 M_ \odot的TP-AGB星以基模或第一泛音脉动，而质量更大的红巨星（Mzams>= 4 M_ \odot）以基模脉动，周期长达1.e3天。最快的脉动周期变化率为-0.02 < d ln P/dt < -0.01 yr^-1，出现在氦最大光度之后的表面光度下降期间。该周期随后的增长率为d ln P/dt <= 5.e-3 yr^-1。
2017-04-25 astro-ph.SR
Light Element Chemistry and the Double Red Giant Branch in the Galactic Globular Cluster NGC 288
球状星团NGC 288在钙（HK）和斯特伦格伦（Strömgren）的b和y窄带中表现出两个不同的红巨星分支（RGBs）。为了进一步研究这一现象，我们用Cerro Tololo Inter-American Observatory的Blanco 4 m望远镜上的Hydra多光纤摄谱仪获得了NGC 288中27颗RGB星的中等分辨率（R $\sim$ 18，000）光谱。从这些数据中我们可以得出铁（$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ =-1.19; $σ$ =0.12），氧气（$\langle$ [O/Fe] $\rangle$ = $+$ 0.25; $σ$ =0.13），和钠（$\langle$ [Na/Fe] $\rangle$ = $\langle$ THABMQ 0.15; $σ$ =0.26）丰度。将这些数据与文献中可用的数据结合起来表明，这两个巨大的分支具有明显不同的轻元素化学性质，但在[Fe/H]方面没有表现出显着的差异。一个新的传输跟踪CTIO钙过滤器，获得了这个项目，表明CN污染的主要光谱特征驱动分裂的RGB。有趣的是，CN泄漏在目前的CTIO钙过滤器可以被用来作为一种有效的手段来搜索CN-弱和CN-强的恒星系统，否则小的钙丰度变化。
2014-06-19 astro-ph.SR
Mass loss on the red giant branch: plasmoid-driven winds above the RGB bump
在演化的巨星中，冷的大规模风的出现与红巨星分支上的一个演化特征有关，称为隆起。同样在隆起处，恒星的剪切不稳定性导致磁场优先出现在小尺度上。Escheran（1983）提出，太阳中小尺度通量管的出现，可以作为等离子体团加速的结果（瓜子机制），引起太阳风的加速增强。在本文中，我们研究了爱因斯坦的形式主义，以确定它是否可以揭示一些过程中，驱动质量损失的恒星以上的凸块。由于我们目前还没有一些相关物理参数的详细信息，我们还无法推导出详细的模型。相反，我们在本文中的目标是探索概念证明。使用已知在冷巨星中合理的参数，我们发现这些恒星的总质量损失率可以复制。此外，我们发现，在这样的恒星风速的径向分布可以是陡峭的或浅的质量损失，这是包含在等离子体团的分数。这与经验数据相一致，经验数据表明来自冷巨星的风的速度分布从浅到陡。
2019-09-19 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
Stellar Populations in Globular Cluster Cores: Evidence for a Peculiar Trend Among Red Giant Branch Stars
我们以56个球状星团为样本，研究了一个球状星团核心的质量与其各个恒星星族大小之间的关系。核心红巨星分支星的数量被发现与核心质量在3- $σ$置信水平下呈次线性关系，而主序星和次巨星分支星的关系在一个标准差内呈线性关系。我们解释我们的结果作为证据的盈余红巨星分支星在最小的质量集群核心，这是没有看到主序星关闭和次巨星分支星。我们探讨这种差异的来源的各种可能性，讨论我们的结果主要是在集群动力学和恒星演化之间的相互作用。
2009-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
New asteroseismic scaling relations based on Hayashi track relation applied to red-giant branch stars in NGC 6791 and NGC 6819
恒星质量$M$、半径$R$和引力$g$是恒星物理学中重要的基本参数。这些参数的精确值可以从多个系统中恒星之间的引力相互作用或从星震学中获得。星团中的恒星被认为是由相同的星际气体和尘埃云共同形成的。因此，集群成员应该具有一些共同的属性。这些共同的属性加强了我们的能力，以约束恒星模型和小行星地震派生的$M$，$R$和$g$时，对集群恒星的合奏测试。本文基于Hayashi轨道上恒星的关系（$\sqrt{T_{\rm eff}} \sim g^pR^q$）推导了新的标度关系，并利用全局振荡参数$Δν$（大频率间隔）和$ν_{\rm max}$（最大振荡功率频率）确定了疏散星团NGC 6791和NGC 6819中红巨星分支星的质量和金属丰度。$Δν$和$ν_{\rm max}$值源自\kepler \观测。从这些新关系的分析中，我们得出：（1）在不确定度范围内，红巨星分支星质量相同的直接观测证据;（2）由$Δν$和$ν_{\rm max}$自洽地导出星团的$M$和$z$的新方法，具有较低的内禀不确定度;（3）红巨星支星的$Δν$ - $ν_{\rm max}$关系中的质量依赖性。
2013-12-13 astro-ph.SR
The Response of Giant Stars To Dynamical-Timescale Mass Loss
我们研究了巨星对质量损失的反应。对质量损失率从$10^{-3}$到几个\msun /年的红巨星和渐近巨星分支星的一维模拟表明，在任何情况下，半径都没有显著增加。最大的半径增加0.2%的情况下，发现质量损失率最低。对于动态时间尺度的质量损失率，这可能会遇到在一个共同的信封阶段，演变不是绝热的。超绝热外层的巨星的信封有一个局部的热时标可比的动力学时标。因此，这一层有足够的时间进行热调整。此外，巨星被赶出流体静力平衡，并动态演化。在这些情况下，恒星半径相对于其初始值没有增加。如果质量损失率足够高，外层的超绝热性将逐渐丧失，并由于热力学和动力学的重新调整而形成辐射区。基于绝热质量损失模型的不稳定质量转移的条件预测半径显著增加，可能需要重新评估。
2012-10-05 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$Mo，对应于水平分支恒星质量在~0.65Mo和~0.73Mo之间（由初始氦丰度范围驱动的范围）。我们还推导出，在这个集群中的质量损失量沿渐近巨星分支恒星是可比的质量损失在以前的红巨星分支阶段。这些结果证实了这个集群的颜色星等图分析和推断之间的分歧，从最近的研究集群恒星的动力学，预测一个效率低得多的红巨星分支质量损失。需要将这两种技术应用于其他集群的结果进行比较，以获得有关这种分歧起源的更多见解。
2016-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope reveals multiple Sub-Giant Branch in eight Globular Clusters
在过去的几年中，许多球状星团（GC）揭示了复杂的色星等图，存在多个主序（MS），加宽或多个次巨星分支（SGBs）和MS转折，以及宽或分裂的红巨星分支（RGBs）。本文介绍的利用哈勃空间望远镜进行的高精度测光，经过对微分红化的仔细校正后，揭示了另外5个银河系GC：NGC 362、NGC 5286、NGC 6656、NGC 6715和NGC 7089中的加宽甚至分裂的SGB。此外，我们确认（新的和存档的HST数据）在47 Tuc，NGC 1851和NGC 6388中存在分裂的SGB。暗SGB星在整个SGB星群中所占的比例因星团而异，从NGC 362的$\sim$ 0.03到NGC 6715的~0.50不等。亮星带和暗星带的平均星等差在不同波长下几乎相同。这种特殊性与两组恒星的存在是一致的，这两组恒星的年龄相差约1-2 Gyrs，或者它们的整体C+N+O含量存在显着差异。
2012-08-09 astro-ph.SR
Superadiabaticity in Jupiter and giant planet interiors
巨行星的内部模型传统上假设，在给定的半径（即压强）下，密度应该大于或等于整个行星均匀的绝热分层（称为“外行星”）。朱诺号对木星重力场的观测，加上其大气成分的限制，似乎与这样的剖面不相容。在这封信中，我们表明，上述假设源于对Schwarzschild-Ledoux准则的错误理解，该准则仅在局部尺度上有效。为了满足浮力稳定性条件，在非绝热区域中的密度梯度与压力必须确实比{ \it局部}绝热密度梯度更陡地上升。然而，由于非均匀分层介质中的温度较高，在相同压力下，密度梯度可以小于对应于外边界层的密度梯度。如果足够深，密度就会比对应于外层大气的密度低。我们表明，这是允许的，只有当当地的dapraat的斜率变得比外dapraat的斜率在相同的压力下，在最近的木星模型中发现，由于比熵和绝热指数随深度的增加。我们研究了这种结构的动力学稳定性，并表明它是稳定的非绝热扰动。木星这种非常规密度分布的可能性使我们对（太阳系外）巨行星的内部结构和演化的理解更加复杂。
2021-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant planet occurrence within 0.2 AU of low-luminosity red giant branch stars with K2
每一颗类太阳恒星最终都会演化成一颗红巨星，这一转变会深刻影响周围行星系的演化。行星动态演化和轨道衰减的时间尺度对行星的可居住性以及后主序星和行星的相互作用、演化和内部结构具有重要意义。在这里，我们调查这些影响，估计行星发生在2476低光度红巨星分支（LLRGB）的美国宇航局K2任务观察到的恒星。我们使用星震学测量恒星的质量和半径，平均随机不确定性为3.7%的质量和2.2%的半径。我们将这颗行星的人口与已知的类太阳矮星周围的行星人口进行比较，解释了恒星星族之间的探测效率差异。我们发现0.51% +/- 0.29%的LLRGB恒星拥有比木星大的行星，轨道周期小于10天，暂时高于拥有类似行星的主序星（0.15% +/- 0.06%）。我们的研究结果表明，恒星演化对比木星大的近距离行星的影响并不显著，直到恒星开始大幅上升到红巨星分支（>~ 5-6 Rsun）。
2019-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
BVI Photometry and the Red Giant Branch Luminosity Function of M15
我们提出了新的$BVI$测光包含银河系球状星团M15（NGC 7078）的40，000颗恒星，覆盖了以星团为中心的$25 \times 25$弧分区域，其星等范围从红巨星分支的尖端到主序星关闭点以下的三个星等。利用$α$增强的Dartmouth恒星演化程序模型，通过等时线拟合，得到了$13.0 \ \pm \ 1.0$陀螺的年龄和$(m-M)_V = 15.4 \pm 0.1$的距离模量。与以前的工作不同，我们发现观测到的完整性校正的恒星光度函数和模型之间的良好协议。
2014-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of Alpha-Element Enhancement and the Thermally Pulsing-Asymptotic Giant Branch on Surface Brightness Fluctuation Magnitudes and Broadband Colors
研究了α元素增强和热脉冲渐近巨星支（TP-AGB）星对简单恒星星族表面亮度涨落（SBF）和宽带色的影响，并与经验标定结果进行了比较.我们认为广泛的年龄和金属丰度使用最近更新的Teramo BaSTI等时线。我们发现α-元素增强的I波段SBF星等亮了约0.35等，它们的V-I积分色红了约0.02等，这主要是由于氧对上部红巨星支和渐近巨星支的增强效应。我们还证明，使用Teramo BaSTI和帕多瓦等时线，急性敏感性的SBF的大小的TP-AGB星的存在下，特别是在近红外，但在I波段以及。因此，经验性的SBF趋势对限制恒星演化的这一重要但仍高度不确定的阶段具有很大的希望。同样，由于固有的模型不确定性，文献中的几种不同模型之间存在不可忽略的差异。
2009-12-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
Lost and found: evidence of Second Generation stars along the Asymptotic Giant Branch of the globular cluster NGC 6752
计算了球状星团NGC 6752中20颗AGB星的C、N、O、Na、Mg和Al的化学丰度。所有这些元素（镁除外）都表现出内在的星与星的变化和统计学上显著的相关性，或类似于通常在拥有多个种群的球状星团红巨星中观察到的相关性。这表明，与以前的发现不同，第一代和第二代恒星都居住在NGC 6752的AGB中。与同一星团中红巨星分支星的Na丰度比较表明，第二代星（Na和He丰度较低）确实达到了AGB相。在NGC 6752的AGB中，唯一没有观测到的天体是钠离子浓度极高的恒星。这也与标准的恒星演化模型一致，表明高Na和He富集的恒星占据水平分支的最蓝部分，并且由于它们的恒星质量较低，直接演化到白矮星冷却序列，跳过AGB阶段。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interaction of Asymptotic Giant Branch Stars with the Interstellar Medium
研究了运动的渐近巨星分支星与ISM相互作用过程中喷出气体的流体动力学行为。我们的模型遵循恒星演化计算所规定的风调制，我们涵盖了一系列预期的相对速度（10至100公里/秒），ISM密度（0.01和1厘米-3之间），和恒星祖质量（1和3.5 Msun）。我们如何以及何时弓冲击，彗星状结构的形式，并在该政权的壳受到不稳定性。最后，我们分析了不同的运动学恒星星族预期在银河系的模拟结果。
2012-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Red Giant Branch in the Tycho-2 Catalogue
基于2 MASS和Tycho-2星表的X射线光度测量，我们已经产生了38颗368分支红巨星的样品，其混合物含量小于1%，完整性在太阳的500 pc范围内。样本包括30颗671 K巨星，7544颗M巨星，49颗C巨星和104颗疑似超巨星或S星。计算了K星、M星和C星的光度距离，精度为40%。用第谷2自行和PCRV视向速度分析了恒星运动学。的恒星分布密度随着距离银河系赤道近似的气压定律，相反的贝桑松模型的银河系，和运动学参数计算使用Ogorodnikov-Milne模型的特点，绝大多数选定的K和M巨星盘星的年龄超过3 Gyr。少数K巨星和M巨星是非常年轻的，或者相反，是厚盘巨星。后者在相空间的坐标和速度的非均匀分布，反对等温性和充分放松的磁盘和动力学流或超星系团的理论。所选的C星的空间分布和运动学迫使我们认为它们是渐近分支巨星，质量大于2 $M_{\odot}$，年龄小于2 Gyr，可能与古尔德带有关。太阳在银河系赤道上方的偏移量已经从恒星分布中发现为$13\pm2$ pc，这与以前获得的团簇红巨星的值一致。
2016-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Speeding past planets? Asteroids radiatively propelled by giant branch Yarkovsky effects
通过吸积碎片的白矮星了解行星系的命运，关键在于追踪恒星演化巨分支阶段期间系外小行星的轨道和物理特性。巨分支的光度超过太阳的三个数量级，导致小行星上的Yarkovsky和YORP效应显着增强。在这里，我们放置在Yarkovsky引起的小行星和行星之间的差异迁移的界限，在巨大的分支质量损失建模一个外海王星与内部和外部外柯伊伯带。在我们的边界模型中，小行星在经过行星时移动得太快，以至于无法改变它们最终的命运，其范围可以是：（i）在10^4-10^5天文单位的系统外部区域中居住，（ii）被宿主恒星吞没，或者（iii）经历了雅可夫斯基引起的轨道倾角翻转，而没有任何雅可夫斯基引起的半长轴漂移。在这些剧烈的极限情况下，行星对半径小于10公里的小行星的暂时共振捕获是微不足道的，在行星的希尔球内捕获需要微调耗散。这里介绍的各种各样的结果表明，有必要在今后的研究中采用复杂的结构和辐射外小行星模型。确定金属污染小行星在白矮星周围的位置取决于对极端Yarkovsky物理学的理解。
2019-02-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the Consistency of Stellar Evolution Models with Globular Cluster Observations via the Red Giant Branch Bump
合成RGBB星等是由最新的理论恒星演化模型生成的，该模型是用达特茅斯恒星演化计划（DSEP）代码计算的。它们与Nataf等人的观测工作进行了比较，他们给出了72个球状星团的RGBB星等。使用具有增强的$α$捕获[ $α$ /Fe] $ =+0.4$的化学成分和13 Gyr的年龄的DSEP模型显示，在从[Fe/H] = $0$到[Fe/H] $\approx-1.5$的金属丰度范围内，与观察结果一致，在较低的金属丰度下出现差异。
2015-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in the multiple sub-giant branch of 47 Tucanae: insights on its faint sub-giant branch component
球状星团47 Tuc是一个复杂的次巨星分支（SGB），其中暗星只占星团质量的10%，亮星至少包含两个不同的星族。因此，我们提供了第一个有趣的微弱SGB人口的化学分析，并比较其丰度与占主导地位的人口。我们推断了各恒星的Fe，代表性轻元素C，N，Na，Al，α元素Mg和Si的丰度。氧是通过不同序列恒星光谱的叠加得到的。此外，我们还分析了沿47 Tuc的两个主要RGB的12颗恒星。我们的主要结果是：（i）RGB星和亮SGB星之间C/N/Na的星间变化;（ii）对应于暗SGB的次要星族的N和Na显著增强;（iii）暗SGB星的C+N+O没有高度富集。具体来说，暗SGB的C+N+O比亮SGB高1.1倍，考虑到随机误差（+-1.3）加上系统误差（+-0.3），这意味着它们的C+N+O在观测不确定性范围内是一致的。然而，一个小的C+N+O富集的微弱的SGB，类似于理论上预测的，不能排除。的N和Na富集的微弱SGB定性同意这个人口可能是He增强，如理论所建议的。亮SGB和暗SGB的铁丰度相同，达到~0.10 dex的水平，并且没有检测到分析元素的其他显著差异。
2016-03-07 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
Testing tidal theory using Gaia binaries: the red giant branch
本文通过盖亚DR3约3万个红巨星双星样本检验潮汐圆化理论，发现观测到的圆化范围超出理论预测约两倍，并揭示潮汐可加速巨星自转及偏心率下发生质量转移的现象。
2025-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A seismic scaling relation for stellar age II: The red giant branch
由于地震标度关系的简单和易于应用，它被广泛用于确定表现出类似太阳振荡的恒星的性质，如太阳双星和红巨星。到目前为止，还没有地震标度关系来确定红巨星的年龄。这样的关系对于星系考古学来说是可取的，因为它使用恒星年龄来绘制银河系的历史。红巨星的年龄必须参考理论恒星模型的网格来估计，这可能是计算密集型的。在这里，我提出了一个详尽的搜索涉及不同组合的可观测量的标度年龄关系。候选标度关系使用1,000多颗红巨星进行校准和测试，这些红巨星的年龄是通过基于网格的建模获得的。我报告了红巨星分支恒星的多个高质量比例关系，其中最好的比例关系显示出与基于网格的建模一样精确，典型的不确定性为15%。此外，我提出了新的红巨星的质量和半径的缩放关系。
2019-12-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The spectra of evolved stars at 20--25\,GHz: tracing circumstellar chemistry during the asymptotic giant branch to planetary nebula transition
本文报道了在20 ~ 25 GHz频率范围内对演化恒星的星周包线进行的无偏射电线测量，旨在获得恒星演化最后阶段化学演化的更完整的无偏图像。观测样本包括渐近巨星分支（AGB）恒星IRC+10216，原行星状星云（PPN）CRL\，2688和CRL\，618，以及年轻行星状星云（PN）NGC\，7027，代表了一个跨越约10，000年的演化序列。在AGB星和PPN中检测到来自氰基聚炔链的旋转跃迁和来自氨的反转线，而PN显示出几条重组线。这些演化恒星的不同光谱行为清楚地反映了AGB-PPN-PN跃迁期间星周化学的演化。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in the lower red giant branch of 5 Galactic globular clusters
锂是宇宙早期大爆炸核合成过程中产生的少数元素之一。此外，它的脆弱性使它可以作为恒星环境条件的代表。因此，旧系统中的锂丰度是不同天体物理问题的核心。红巨星下部分支的恒星可以用来研究球状星团，因为那里的主序星太暗而无法观测到。我们使用这些恒星来分析星团的初始锂含量，并将其与宇宙学预测进行比较，以测量不同恒星星族之间的锂扩散，并研究这些巨星中额外耗尽的迹象。我们用GIRAFFE谱测量了5个球状星团中低红巨星支星的锂和钠丰度。这些涵盖了广泛的金属度范围，从[Fe/H] $\sim-0.7$到[Fe/H] $\sim-2.3$ dex。我们发现，这些低红巨星分支星中的锂丰度形成一个平台，其值从$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=0.84$到$1.03$ dex，与金属丰度没有明显的相关性。当使用恒星演化模型来计算这些集群的原始丰度时，我们恢复值$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=2.1-2.3$ dex，与在温暖的贫金属晕星中观察到的恒定值一致，Spite高原。此外，我们发现每个星团中第一和第二人口恒星的锂丰度没有差异。我们还报道了在星系团NGC 3201中发现的一个富锂巨星，其$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=1.63\pm0.18$ dex的富集机制可能是外来污染。
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
