Metallicity calibrations for dwarf stars and giants in the Geneva photometric system
我们使用最均匀的$Geneva$七色测光系统，以获得新的金属丰度校准早期的A到K型恒星，包括矮星和巨星。校准是基于几个光谱数据集，合并到一个共同的规模，我们将它们应用到疏散星团数据，以获得金属丰度规模和准确性的额外证据。总共给出了54个疏散星团的金属丰度。单颗恒星的校准精度一般低于0.1 dex，但对于疏散星团样本，我们发现基于几颗恒星的平均值的精度要好得多，分散度低至约0.03 dex。此外，我们结合新的结果与另一个全面的光度数据集，提出了一个目录的平均金属丰度超过3000 F和G型矮星与$σ\sim 0.06$ dex。利用$Geneva$新的金属丰度校准中几乎不变红的特点，该列表增加了1200多颗温度高达8500 K（或光谱类型A3）的较热恒星。这两个大样本非常适合作为其他数据的主要或次要校准品，我们已经确定了大约20个光谱数据集，这些数据集显示出高达约0.4 dex的偏移。
2017-05-02 astro-ph.GA 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
Critical Metallicity of Cool Supergiant Formation. II. Physical Origin
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Physics, National Taiwan University（國立臺灣大學物理學系）；Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理論研究所）
研究通过恒星模型揭示了临界金属量的物理成因，解释了高金属量恒星在核心氦燃烧期间快速膨胀形成红超巨星的机制。
2026-01-16 astro-ph.GA 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
Stellar loci IV. Red giant stars
在本系列的第四篇论文中，我们利用斯隆数字巡天（SDSS）条纹82区域的红巨星光谱样本，给出了与金属度相关的红巨星的恒星颜色轨迹。这些恒星的颜色g-i范围为0.55 - 1.2等，金属丰度[Fe/H]为-0.3-2.5，表面重力log g值小于3.5 dex。和主序星一样，红巨星的内禀轨道宽度也很窄，最大只有几个毫等。然而，红巨星和MS星的金属度依赖的恒星轨迹之间存在系统差异。红巨星的颜色对金属丰度的敏感度低于MS星。有了好的光度学，红巨星的光度学金属丰度可以通过同时拟合u-g，g-r，r-i和i-z颜色来可靠地确定，精确度为0.2 - 0.25 dex，与信噪比为10的低分辨率光谱学可达到的精度相当。通过对红巨星和MS星星轨线拟合结果的比较，提出了一种基于SDSS测光的红巨星和MS星判别方法。该技术在选择[Fe/H] $\le$-1.2的贫金属红巨星时达到了~ 70%的完整性和~ 80%的效率。这为利用红巨星研究星系晕的结构和组合历史提供了重要的工具。
2021-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Project AMIGA: Distance and Metallicity Gradients Along Andromeda's Giant Southern Stream from the Red Clump
巨大的南流（GSS）的M31，一个主要的吸积事件的基石签名，产生M31的形成和演化模型的关键约束。目前，我们对GSS的理解，在其几何形状和化学性质方面，要么来自宽场成像探测红巨星分支尖端以下的几个量级，要么来自孤立区域的深层成像或光谱学。在这里，我们采取了另一种方法，使用哈勃太空望远镜（HST）成像的特点，水平分支红团（RC）使用unbinned极大似然拟合光度函数（LF）从观察到的颜色星等图（CMD）。比较RC的平均震级在三个领域的投影距离为21，52和80千秒差距，从M31，我们发现一个视线距离梯度相同，最近的文献测量领域沿核心。我们还发现了初步的证据，视线距离分散增加与M31的投影距离。同时，在GSS核以西的52kpc区域，金属丰度至少与21kpc区域一样高，并且这两个区域的RC峰值颜色在0.2dex之内是相同的。我们讨论的距离和金属丰度梯度沿和垂直于GSS的背景下，最近的地面测光和光谱的结果，包括从GSS向西移动的金属丰度下降的证据，以及进一步约束恒星星族在GSS附近的前景。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the dependence of chemical traits on metallicity: chemical trends for red giant stars with asteroseismic ages
本研究利用星震学年龄和UVES高精度丰度数据，分析74颗红巨星化学元素比随年龄和金属丰度的变化，发现强化学-年龄关系并非金属丰度依赖性最小，质疑了银河系通用化学时钟的可靠性。
2024-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants. Metallicity and CNO abundance patterns in 14 northern S-type systems
本文分析了14个北天S型共生系统红巨星的化学丰度，发现其略低于太阳的金属丰度及CNO模式揭示了首次上翻与额外混合过程，并在AG Peg中发现了可能与吸积有关的蓝移分量。
2023-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity Dependence of Giant Planets around M Dwarfs
本研究通过对比有无巨行星的M型矮星样本的均匀测量金属丰度，发现M型矮星巨行星偏好富金属宿主，热、温木星起源可能相似，且巨行星质量、行星数量及恒星光谱型与宿主金属丰度无显著关联。
2024-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The bulk metallicity of giant planets around M stars
本研究利用演化模型对比了M矮星与FGK星周围巨行星的整体金属丰度，发现M星周围巨行星金属丰度更低且缺乏富金属行星，需进一步探测以明确其形成路径。
2024-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Metallicity Dependence of Giant Planet Incidence
我们描述了三个修正，应适用于所观察到的相对发病率附近的恒星托管巨行星。这些是在恒星大气中的扩散，使用[参考]指数代替[Fe/H]的金属丰度，并与W速度的本地采样校正。我们已经将这些修正应用于SPOCS系外行星调查的一个子集，具有统一的巨行星可探测性。将分组后的数据拟合为$α10^{β[Fe/H]}$形式的幂律，我们导出了$α= 0.022 \pm 0.007$和$β= 3.0 \pm 0.5$; $β$的这个值比由\citet{fv05}确定的值大50%。虽然这种差异的统计意义是微不足道的，但鉴于统计数据数量较少，这些校正应包括在未来的分析中，包括更大的样本。
2014-06-03 astro-ph.SR
An Expanded Chemo-dynamical Sample of Red Giants in the Bar of the Large Magellanic Cloud
我们报告了新的光谱观测获得的308红巨星（RG）位于两个领域附近的光度中心的大麦云酒吧的密歇根/麦哲伦光纤系统。该样本由先前研究中观察到的131颗恒星（在一个区域）和177颗新观察到的恒星（在第二个区域）组成，这些恒星是专门选择来更可靠地建立金属丰度和年龄分布的。对于每一颗恒星，我们测量它的日心视线速度，表面重力和金属丰度从它的高分辨率光谱（有效温度来自光度颜色）。光谱赫兹-罗素图-模小偏移表面重力-显示良好的协议与模型等时线。177-RG样品的平均金属丰度为$\rm [Fe/H]=-0.76\pm0.02$，金属丰度分散度为$σ=0.28\pm0.03$。相应的金属丰度分布-经选择效应校正-很好地拟合了两个高斯分量：一个是富含金属的，具有平均值$-0.66\pm0.02$和标准差$0.17\pm0.01$，另一个是贫金属的，具有$-1.20\pm0.24$和$0.41\pm0.06$。富金属和贫金属星族分别约占恒星的85%和15%。我们还证实，在酒吧中心的速度分散显着降低，从$31.2\pm4.3$到$18.7\pm1.9$ km s $^{-1}$的金属丰度增加的范围$-2.09$ $-0.38$。单个恒星的质量是利用光谱表面重力和已知的光度来估算的。我们发现，较低的质量，因此较老的RG有较大的金属丰度分散和较低的平均金属丰度比高质量，年轻的RG。然而，估计的质量延伸到难以置信…
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing cool giants in unresolved galaxies using fluctuation eigenspectra: a demonstration using high-resolution MUSE observations of NGC 5128
我描述并展示了一种新的方法，利用光谱数据，利用泊松采样波动未解决的恒星星族。该方法介绍了使用光谱预测的独立样本的恒星从一个10 Gyr人口使用一个简单的随机光谱合成模型。主成分分析表明，红光学中超过99%的光谱变化可以归因于三个“波动本征光谱”，这可能与每个样本中存在的巨星数量及其沿等时线的分布有关。第一本征谱有效地编码了最冷的巨星分支恒星的光谱，相当于以前文献中讨论的高通量和低通量像素之间的比率。第二和第三本征谱携带更高阶的信息，原则上可以重建巨星的光谱序列。我演示的方法在实践中使用的NGC 5128的一部分，获得与MUSE窄场自适应光学模式的意见。预期的第一本征谱很容易从数据中恢复，并密切匹配的模型结果，除了周围的钙II三重态的小差异。第二特征谱低于目前观测的噪声水平。该方法的未来应用将是巨大椭圆星系的核心，以探测高金属丰度和银河系中无法获得的元素丰度模式的冷巨星的光谱。
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Consistent metallicity scale for cool dwarfs and giants. A benchmark test using the Hyades
在某些情况下，矮恒星和巨恒星的化学丰度被同时使用，假设它们共享相同的丰度标度。这种假设可能在不同的天体物理学背景下产生影响。我们的目标是确定一种方法，能够产生一个一致的金属丰度规模的巨人和矮人。为了实现这一点，我们分析了毕宿疏散星团中的巨星和矮星。所有这些恒星都有用HARPS和UVES获得的档案高分辨率光谱数据。此外，巨行星的角直径有干涉测量。我们用两种方法分析了样品。第一种方法独立于光谱学约束大气参数。为此，我们提出了一种新的基于三维模型大气的微湍流校准。第二种方法是基于Fe线的经典光谱法。我们还测试了两个行列表，试图最大限度地减少可能的非LTE影响，并优化巨人的治疗。我们表明，这是可能的，以获得一致的金属丰度标度之间的矮星和巨星。优选方法应约束独立于光谱的三个参数$T_{\rm eff}$、$\log~g$和$ξ$。特别是，在巨星的光谱中，应该选择没有混合的谱线。当注意线列表时，经典光谱方法也可以产生一致的结果。与约束良好的恒星参数集导出的金属丰度是一致的，独立于所使用的线列表。因此，对于该簇，我们倾向于使用该方法获得的金属丰度为+0.18 $\pm$ 0.03 dex。经典的光谱分析，使用的线列表优化的巨星，提供了+0.14 $\pm$ 0.03 dex的金属丰度，与以前的工作。
2015-09-29 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
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
Fundamental stellar parameters and age-metallicity relation of Kepler red giants in comparison with theoretical evolutionary tracks
光谱参数（有效温度、金属丰度等）是针对开普勒视野中约100颗红巨星的大样本确定的，这些红巨星的质量、半径和演化状态已经在星震学上得到了确定。这两种光谱和地震信息足以确定“光度与有效温度”图上的位置，并为每颗恒星分配适当的理论演化轨迹。利用这一优势，我们检验了这张图上的恒星位置是否真的与指定的轨道相匹配，这将在理论和观测之间进行有趣的一致性检查。结果表明，在大多数情况下（约90%，尽管在一些恒星如高质量红团巨星中发现了明显的差异），令人满意的一致性得到了证实，这表明最近的恒星演化计算实际上是可靠的。由于相关的恒星年龄也可以通过这种比较得到，我们推导出这些开普勒巨星的年龄-金属丰度关系，并发现以下特点：（1）所得的分布与以前对FGK矮星的结论非常相似。(2)随着年龄的增长，金属丰度的离散度逐渐增加。(3)然而，任何恒星年龄的最大金属丰度几乎保持平坦，这意味着超/近太阳金属丰度恒星存在于一个相当宽的年龄范围内，从~（2--3）x 10^8~yr到~10^10~yr。
2016-01-26 astro-ph.SR
Heavy elements Ba, La, Ce, Nd, and Eu in 56 Galactic bulge red giants
目的。本文研究了56颗球巨星（红巨星支和红巨星团）中Ba、La、Ce、Nd和Eu的丰度，其金属丰度范围为-1.3dex到0.5dex。方法.我们使用甚大望远镜上的火焰紫外光谱仪获得了我们巨大恒星的高分辨率光谱。我们沿着短轴检查了四个凸起区域。结果我们测量重元素的化学演化，作为金属丰度的函数，在银河系的凸起。结论. [Ba，La，Ce，Nd/Fe]与[Fe/H]的比值随金属丰度的增加而降低，在这方面它们与盘星不同。在我们的贫金属球型恒星中，La和Ba相对于厚盘的对应物是增强的，而在我们的富金属球型恒星中，La和Ba相对于盘的对应物是不丰富的。因此，这种凸起和盘趋势之间的对比表明，凸起和（太阳邻域）厚盘恒星可能会有不同的行为。对于[Fe/H] > 0 dex的富金属星，[La，Nd/Eu]随着金属丰度的增加而增加，这可能表明来自AGB星的s过程开始在太阳附近的金属丰度下运行。最后，正如预期的那样，[Eu/Fe]遵循[α/Fe]行为，因为这些元素由SNe II型产生。
2015-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
$H$-band Temperature and Metallicity Indicators for Cool Giants: Empirical Relations in Bayesian Framework
我们探索了近红外$H$波段大气窗口，旨在为利用低分辨率光谱推导冷巨星（$T_{eff}$ $<$ 5000 K）的恒星参数，例如有效温度（$T_{eff}$）和金属丰度（[ $Fe/H$ ]）提供定量诊断工具。我们从X-shooter光谱库中获得了177颗冷巨星，覆盖了比早期作品更宽的金属丰度范围（$-$ 2.35 dex $<$ [ $Fe/H$ ] $<$ 0.5 dex）。将光谱分辨率降低到R $\sim$ 1200，估算了几个重要光谱特征的等效宽度，并研究了光谱特征随恒星参数的变化规律。在贝叶斯框架下建立了推导$T_{eff}$和[ $Fe/H$ ]的经验关系。我们发现，$^{12}$ CO在1.56 $μ$ m和1.62 $μ$ m，以及$^{12}$ CO+MgI在1.71 $μ$ m是最好的三个$T_{eff}$指标，具有典型的准确度分别为153 K，123 K和107 K。三次贝叶斯模型提供了最佳金属丰度估计值，对于1.62 $μ$ m处的FeH、1.64 $μ$ m处的$^{12}$ CO和1.66 $μ$ m处的Fe I，其典型精度分别为0.22 dex、0.28 dex和0.24 dex。我们还显示了详细的定量金属丰度依赖性的$T_{eff}-$ EWs相关性定义三个金属丰度组，超日的（[ $Fe/H$ ] $>$ 0.0 dex），太阳的（$-$ 0.3 d…
2022-01-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Is there a metallicity enhancement in planet hosting red giants?
宾夕法尼亚州立大学/托鲁托大学演化恒星周围行星天文学搜索中心是一个高精度的径向速度（RV）调查，旨在探测巨星周围的行星。它是基于9.2米霍比-埃伯利望远镜获得的观测结果。由于红巨星高精度RV数据的正确解释需要对目标进行完整的光谱分析，因此我们对调查中包含的所有恒星进行光谱建模。通常情况下，除了恒星的光度和温度之外，自转速度和金属丰度也被确定，这使我们能够估计恒星的年龄和质量。在这里，我们提出了在我们的样品中的金属丰度研究的初步结果。我们搜索一个金属丰度的依赖性类似的矮星通过比较我们的结果为样本的22个巨人早于K5显示显着的RV变化与对照样本的58个相对RV稳定的恒星。
2009-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
New and updated stellar parameters for 71 evolved planet hosts. On the metallicity - giant planet connection
目前仍有争议的是，著名的矮恒星金属丰度-巨行星相关性是否也适用于巨恒星。因此，精确的金属丰度非常重要。不同的方法可以提供不同的结果，导致行星宿主分析的差异。为了研究不同的分析方法对演化恒星金属丰度标度的影响，我们比较了不同的铁谱线列表，用于演化恒星的大气参数推导。因此，我们使用了71颗演化恒星的样本。有了这些新的均匀参数，我们重新审视了演化恒星的金属丰度-巨行星联系。基于局部热力学平衡（LTE）下的Kurucz模式，通过MOOG程序进行光谱分析，以获得大气参数。使用了两个不同的铁线列表集，一个是一般的冷FGK恒星，另一个是巨大的FGK恒星。使用Padova模型通过等时线拟合计算质量。然后对演化恒星和红巨星的各种不同样本的金属丰度分布进行了科尔莫戈罗夫-斯米尔诺夫检验（KS检验）。所有的参数都可以用一个专门为冷的和类似太阳的恒星设计的线列表集进行比较，以提供更准确的温度。使用此线路列表集导出的所有参数均为首选，因此可用于未来分析。我们发现，进化的行星宿主比拥有巨行星的矮星更缺乏金属。然而，在寻找行星的巨大恒星样本中存在偏见。由于颜色的限制，富含金属的低重力恒星被排除在样本之外，这使得很难将矮星与巨星进行比较。此外，相对于没有行星的红巨星，没有发现有行星的红巨星（$\log g < 3.0$ \，dex）的金属丰度增强。
2013-07-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic fields of cool giant and supergiant stars: models versus observations
近年来，我们对冷巨星和超巨星的磁场的认识有了很大的进展。例如，利用光学干涉测量法在活动巨星的表面上直接拍摄到了星点，在许多缓慢旋转的巨星甚至超巨星上都探测到了磁场。在这里，我回顾了目前已知的冷巨星和超巨星的磁性，并讨论了这些领域的起源和理论上对它们的了解。
2017-12-14 astro-ph.SR
Cool Subdwarf Investigations III: Dynamical Masses of Low Metallicity Subdwarfs
本文报道了利用哈勃空间望远镜上的精细制导传感器（FGS）对先前已知的双线分光次矮星G 006-026 B和C的组分进行的动态质量测量。为了建立低金属丰度亚矮星的经验质光关系，我们收集了其他四个亚矮星系统的动力学质量，我们比较各种金属丰度的理论模型的质光关系。对于大多数恒星来说，它们落在模型预测的低金属量区域。这项工作突出了亚矮星动力学质量的稀缺性，还有很多工作要做，以改善我们银河系中低质量亚矮星的质量误差和金属丰度测量。
2016-07-05 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of cool giants and supergiants
冷红巨星和超巨星是宇宙中最复杂和最迷人的恒星之一。它们明亮而巨大，因此可以在很远的距离观察到，这使我们能够研究其宿主星系的性质，例如动力学和化学丰度。这个回顾讲座解决有关红巨星和超巨星的观测和建模光谱的各种问题。
2014-03-12 astro-ph.SR
Metallicity Dependent Transformations for Red Giants with Synthetic Colours of UBV and ugr
利用合成数据，给出了红巨星UBV和SDSS ugr颜色之间的转换方程，该方程依赖于金属丰度。用于转换的颜色范围是0.400 $\leq(B-V)_{0}\leq$ 1.460，-0.085 $\leq(U - B)_{0}\leq$ 1.868，0.291 $\leq(g-r)_{0}\leq$ 1.326和1.030 $\leq(u - g)_{0}\leq$ 3.316等，几乎涵盖了红巨星的所有观测颜色。我们应用的转换方程，以6个不同的金属丰度的集群，并比较得到的$(u - g)_{0}$颜色与集群的基准序列的校准估计。所有聚类的残差平均值和标准差分别为$<Δ(u - g)_0> =$ -0.01和$σ(u - g)_{0} =$ 0.07 mag。我们发现，星际红化起着重要的作用，对衍生的颜色。这些变换既可以应用于星团，也可以应用于场星。它们可以用来扩展由于SDSS数据饱和而受到限制的星系团中红巨星的颜色范围。
2013-06-16 astro-ph.SR
Heavy-metal Jupiters by major mergers: metallicity vs. mass for giant planets
一些质量超过1000亿的系外行星含有$\sim$ $100\, M_\oplus$的金属，远高于固体核心中通常需要的$\sim$ $10\, M_\oplus$，以通过失控的气体吸积触发巨型行星形成。我们证明，这种“重金属的陨石”可以导致行星合并附近的$\sim$ 10 au。以失控速率吸积气体的多个核相互引力扰动到交叉轨道上，使得平均合并速率等于气体吸积速率。同时合并和气体吸积意味着核心质量与行星总质量成比例，因为$M_{\rm core} \propto M^{1/5}$ -较重的行星拥有较重的核心，与观察到的质量-金属丰度关系一致。虽然平均气体巨星合并一次以使其核心加倍，但其他气体巨星可能合并多次，因为合并树生长混乱。我们发现，分散的合并固有的结果可以重现大分散在观测到的行星金属丰度，假设$3-30\, M_\oplus$前失控的核心。合并可能与金属丰度、偏心率和自旋相关。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust production from sub-solar to super-solar metallicity in Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars
讨论了在不同初始质量和金属丰度（Z=0.001，0.008，0.02，0.04，0.06）下，用COLIBRI程序计算的TP-AGB星模型的星周包层（CSE）中尘埃的化学和生长.我们分析的一个相关结果涉及M星中硅酸盐的产生。我们表明，为了重现银河系M-巨星的终极速度和质量损失率之间的观察到的趋势，一个显着降低效率的化学溅射的H2分子，通常被认为是最有效的尘埃破坏机制。这一指示也与最近的实验室结果一致，该结果表明硅酸盐可能在T=1400 K时已经冷凝，而不是在Tcond=1000 K时冷凝，如通过包括化学溅射的模型获得的。通过对总尘埃喷出物的分析，我们发现中等质量恒星的总尘埃-气体喷出物对金属丰度的依赖程度比通常认为的要小得多。在更广泛的背景下，我们的研究结果是合适的研究尘埃富集的星际介质提供的TP-AGB恒星在附近和高红移星系。
2014-11-14 astro-ph.SR
Surface magnetism of cool giant and supergiant stars
近距离双星系统中的晚型巨星上存在恒星黑子，由于潮汐锁定而呈现出快速旋转，已经知道了五十多年。几十年的光度监测使研究这些恒星的长期磁活动成为可能，揭示了复杂的活动周期。在过去的二十年里，观测和分析技术的发展也使我们能够研究这些活动巨星上详细的星点和磁场配置。近年来，在缓慢旋转的巨星和超巨星上也发现了磁场。在本文中，我回顾了已知的冷巨星和超巨星的表面磁性。
2013-10-14 astro-ph.SR
Giant Planet Occurrence in the Stellar Mass-Metallicity Plane
恒星性质与系外行星出现率之间的相关性可用于为未来行星搜索工作的目标选择提供信息，并为行星形成过程提供有价值的线索。我们分析了1194颗恒星的样本从加州行星调查的目标，以确定经验的函数形式描述的可能性恒星窝藏一个巨大的行星作为其质量和金属丰度的函数。我们的恒星样本范围从质量低至0.2 Msun的M矮星到质量高达1.9 Msun的中等质量次巨星。与先前的研究一致，我们的样本在所有恒星质量下都表现出行星-金属丰度相关性;拥有巨行星的恒星比例为f \propto 10^{1.2 [Fe/H]}。我们可以排除演化恒星之间的平坦金属丰度关系（98%的置信度），这表明具有行星的恒星的高金属丰度不太可能是由于对流包层的污染。“我们的数据还排除了[Fe/H]< 0的恒定行星发生率，这表明巨行星在亚太阳金属丰度下继续变得更加罕见。我们还发现，行星的出现增加与恒星质量（f \propto Mstar），其特征是从3.5%左右的M矮星（0.5 Msun）到14%左右的A星（2 Msun），在太阳的金属丰度。我们认为，恒星性质和巨行星发生之间的相关性是行星形成的核心吸积模型的有力支持证据。
2010-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mass loss on the red giant branch: the value and metallicity dependence of Reimers' η in globular clusters
通过金属丰度对水平分支星参数的影响，研究了金属丰度对红巨星分支星质量损失率的影响。根据Reimers（1975）和Schroder & Cuntz（2005）的研究结果，我们对56个已被充分研究的银河系球状星团（GC）进行了标度因子的测定。聚类中的中值分别为η_R = 0.477 +/- 0.070（+0.050/-0.062）和η_SC = 0.172 +/- 0.024（+0.018/-0.023）（分别为标准差和系统不确定度）。RGB上的质量损失机制对金属丰度的依赖性很小：在铁丰度的200倍以上，η变化<~ 30%，在目前星系团年龄和演化模型的系统不确定性范围内。由于η包含了聚类年龄，聚类之间η的低标准差（~ 14%）表明年龄几乎可以完全解释“第二参数问题”。η的剩余扩展与团簇质量和密度相关，表明氦富集提供了解释GC HB形态的第三个参数。如果球状星团比通常认为的更同时代，金属丰度的变化会进一步减少。这也将更好地再现所观察到的AGB尖端光度，这是不能很好地通过外推RGB η到后来的进化时期来建模的。
2015-01-05 astro-ph.SR
Metallicity effect on stellar granulation detected from oscillating red giants in open clusters
金属丰度对恒星颗粒活动的影响仍然知之甚少。更新后的APOGEE-\textit{Kepler}目录中的可用光谱参数，加上美国宇航局\textit{Kepler}任务跨越四年多的观测的高精度光度观测，使得疏散星团中的振荡红巨星成为关键的试验台。我们通过区分金属丰度对恒星米粒活动的影响与不同恒星性质（例如表面重力、质量和温度）的影响来确定金属丰度对恒星米粒活动的作用。我们分析了60颗已知的红巨星，它们属于疏散星团NGC 6791、NGC 6819和NGC 6811，金属丰度范围从[Fe/H] $\simeq -0.09$到$0.32$。通过考虑不同的质量、金属丰度和恒星演化阶段，研究了描述这些恒星及其$ν_\mathrm{max}$颗粒化活动的参数。我们推导出新的尺度关系的造粒活动，重新校准现有的，并确定最佳的尺度关系，从现有的一组观测。我们采用贝叶斯程序DIAMONDS对恒星的傅里叶谱中的背景信号进行分析。我们进行了贝叶斯参数估计和模型比较，以测试在这项工作中提出的不同的模型假设和文献。金属丰度的原因在统计上显着的变化幅度的造粒活动，与依赖性强于由恒星质量和表面重力。我们还发现，金属丰度有一个显着的影响，相应的时间尺度的现象。金属丰度对时间尺度的影响大于质量。较高的金属丰度增加了颗粒和中颗粒信号的振幅，并减慢了它们的特征时间尺度向更长的周期。
2017-07-24 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants - III. Metallicity and CNO abundance patterns in 24 southern systems
共生巨星的元素丰度对于解决共生双星演化中化学成分的作用，绘制其母体种群，以及追踪其质量传递历史至关重要。然而，具有相当确定的光球成分的共生巨星的数量仍然不足以进行统计分析。这是关于从高分辨率（R ~ 50000），近红外光谱确定共生巨星的化学组成的系列论文中的第三篇。在这里，我们提出了24 S型系统的结果。光谱合成方法，采用标准的本地热平衡分析和大气模型被用来获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（铁，钛，镍，和Sc）的元素。分析表明，金属丰度分布在从弱超日（[Fe/H] ~ +0.35 dex）到显著亚日（[Fe/H] ~ -0.8 dex）的较宽范围内，但主要分布在近日和弱亚日（[Fe/H] ~ -0.4 ~-0.3 dex）。在所有这些天体中发现的14 N同位素的富集表明，这些巨星已经经历了第一次挖掘。这一点在一些天体中得到证实，因为12 C/13 C比率很低（5-23）。我们发现，[Ti/Fe]的相对丰度一般是大的红色共生系统。
2015-11-13 astro-ph.SR
New spectroscopic binary companions of giant stars and updated metallicity distribution for binary systems
我们报道了24颗巨星的光谱双星伴星的发现。我们完全约束这些系统中的6个的轨道解。我们不能明确地推导出其余恒星的轨道要素，因为相位覆盖是不完整的。其中有6颗星的径向速度趋势与长周期褐矮星伴星一致，24颗双星系统的轨道解表明，这些巨星双星系统的轨道周期、偏心率和伴星质量都有很大的变化。对于限制轨道的解决方案，我们发现一个范围内的轨道周期之间的$\sim$ 97-1600天和偏心率之间的$\sim$ 0.1-0.4。此外，我们还研究了巨星单星和双星的金属丰度分布。我们计算了总共395颗演化恒星的金属丰度，其中59颗是双星系统。我们发现这些双星的分布是平坦的，因此得出结论，恒星双星系统，以及潜在的棕矮星，有一个不同的形成机制比行星。这一结果被最近的工作证实，太阳系外行星轨道的巨人是更频繁地围绕富含金属的恒星。最后，我们研究了偏心率作为轨道周期的函数。我们共分析了130个光谱双星，包括这里介绍的和文献中的系统。我们发现大多数周期为$\lesssim$ 30天的双星都有圆形轨道，而在更长的轨道周期，我们观察到它们的偏心率分布很广。
2016-10-01 astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars. II. Sodium abundance variations on the asymptotic giant branch as a function of globular cluster age and metallicity
GC中的长寿恒星相对于它们的晕对应物表现出化学特性。特别是，钠富集的恒星被认为属于一个2d恒星星族，它是由第一个恒星星族的氢燃烧灰烬污染的星团物质产生的。它们在CMD的不同位置的存在和数量对自浓缩情景提供了重要的限制。特别是，最近发现AGB上贫钠星和富钠星的比例在星团之间变化很大，而RGB上的比例相对恒定。我们调查的年龄和金属丰度的影响，理论上的钠传播沿AGB的框架内的快速旋转的大质量恒星的GC自富集的情况。(tb（续）
2015-12-10 astro-ph.SR
Intermediate-mass stars and the origin of the gas-giant planet-metallicity correlation
本研究测试了中等质量恒星的气态巨行星-金属丰度相关性，发现主序阶段相关性较弱，红巨星支阶段恢复强烈相关性，证实行星形成导致的贫金属物质吸积及对流包层演化是影响金属丰度测量的关键机制。
2025-04-28 astro-ph.EP 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
Population Effects on the Metallicity Distribution Function Derived From the Red Giant Branch
我们已经测试了红巨星分支（RGB）的可靠性作为一个金属丰度指标占观测误差以及复杂的恒星形成历史（SFHS）和化学演化历史中观察到的各种恒星系统。我们生成模型颜色-星等图（CMD）与各种进化历史，并比较由此产生的金属丰度估计从RGB星的颜色和大小的真实输入金属丰度。我们在合成CMD中包含了光度误差和完整性的现实模型。正如预期的那样，对于以老恒星为主的简单的简单恒星星族，RGB提供了对恒星族的模块金属丰度值的非常准确的估计。这类研究的目标系统的年龄误差可能会产生十分之几个德克斯的金属丰度误差。这个金属丰度误差的大小线性依赖于年龄误差，我们发现这种依赖性与更精确的测光更强。如果星群在最近的$\sim$ 6 Gyr内经历了任何重要的恒星形成，那么从RGB中得出的金属丰度估计值[M/H]可能会有高达$\sim$ 0.5 dex的误差。也许这项技术最重要的考虑因素是对目标恒星系统的平均年龄进行准确、独立的估计，特别是如果很可能有很大一部分人口在$\sim$ 6 Gyr之前形成。
2015-04-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Formation of a wide-orbit giant planet in a gravitationally unstable subsolar-metallicity protoplanetary disc
本研究通过二维流体动力学模拟发现，在亚太阳金属丰度盘中，引力碎裂可形成宽轨道巨行星，其最小质量为1 M_J，为相关形成机制提供了证据。
2023-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating the Planet-Metallicity Correlation for Hot Jupiters
我们调查了巨大的行星金属丰度的相关性，从近15年的宽场地面调查采取了一组均匀的，公正的217热彗星。我们比较了主恒星的金属丰度场星使用贝桑松星系模型，允许两组之间的金属丰度测量偏移。我们发现热彗星优先围绕富含金属的恒星运行。然而，我们发现热彗星（$β=0.71^{+0.56}_{-0.34}$）的相关性是一致的，虽然稍微弱一些，比其他更长周期的气体巨行星的径向速度调查。这表明，热行星的形成过程可能与其他气体巨行星相似，只是它们的迁移历史不同。
2019-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asteroseismic ages of red-giant stars from grid-based modelling: the impact of systematics in effective temperature or metallicity
一个越来越流行的方法来确定红巨星的恒星年龄的银河考古学的目的是星震网格为基础的建模（GBM）。在具有类太阳振荡的红巨星的星震GBM中，除了通常的光谱参数有效温度（$T_{\rm eff}$）和金属丰度（[Fe/H]）外，大频率间隔（$Δν$）和最大振荡功率频率（$ν_{\rm max}$）是常用的星震观测值。确定$Δν$和$ν_{\rm max}$的精度很大程度上取决于时间序列数据的长度（假设恒星足够明亮，可以检测到振荡）。我们在这里要回答的问题是：考虑到TESS数据中$Δν$和$ν_{\rm max}$的精度，通过星震GBM获得[Fe/H]和$T_{\rm eff}$的精度应该达到什么程度才能得到红巨星的恒星年龄？在本文所述的大多数情况下，$σ_{\rm age}$值仅显示对本研究中摄入的[Fe/H]和$T_{\rm eff}$的不确定性和偏倚的弱依赖性或无依赖性。只有在大的（$>100$ ~K）$T_{\rm eff}$偏差伴随着红巨星分支上$T_{\rm eff}$的小（50 K）不确定性的情况下，$Δ_{\rm age}$才是$σ_{\rm age}$的数量级或更大，在这些情况下，我们预计这种偏差对所得年龄估计的影响。
2019-10-30 astro-ph.SR
A Correlation Between the Eclipse Depths of Kepler Gas Giant Candidates and the Metallicities of their Parent Stars
先前对凌日系外行星内部结构的研究表明，气体巨星的重元素含量随着主恒星金属丰度的增加而增加。由于贫金属行星的密度较低，半径也比相同质量的富金属行星大，人们可能会认为贫金属恒星比富金属恒星拥有更高比例的大半径气体巨星。在这里，我提出的证据，在2.3西格玛的水平之间的负相关性的日食深度和恒星金属丰度的开普勒气体巨星候选人。根据肯德尔的τ统计，日食深度取决于恒星金属丰度的概率为0.981。这种相关性与围绕低金属量恒星运行的行星平均比围绕富含金属的恒星运行的行星要大。此外，由于富金属恒星的半径比相同质量和年龄的贫金属恒星小，因此均匀的行星种群应该显示出随着[M/H]而增加的中位食深。事实上，我发现相反的趋势表明，巨大的气体内部结构的实质性变化必须伴随着增加[M/H]。我调查是否已知的低质量恒星的巨大行星的稀缺性可以伪装成日食深度金属丰度的相关性，考虑到开普勒输入目录中的冷恒星的金属丰度和温度之间的简并。虽然eclise深度-金属丰度相关性还没有坚实的统计基础，需要光谱[Fe/H]测量进行验证，但它是一个有趣的窗口，可以了解行星的内部结构，甚至行星形成机制可能会随着银河系化学演化而变化。
2012-04-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Do meteoritic silicon carbide grains originate from asymptotic giant branch stars of super-solar metallicity?
我们比较文献数据的Zr，Sr和Ba的同位素比分析单陨石星尘碳化硅（SiC）颗粒的新预测的慢中子捕获过程（S过程）中富含金属的渐近巨星分支（AGB）恒星。模型具有初始金属丰度Z = 0.014（太阳）和Z = 0.03（两倍太阳）和初始质量2 - 4.5 Msun，选择为例如实现形成SiC的条件C/O>1。由于Fe丰度较高，两次太阳金属丰度模型导致13 C（α，n）16 O中子源释放的总自由中子数较低。此外，最高质量（4 - 4.5 Msun）的AGB星的金属丰度是太阳的两倍，其22 Ne（α，n）25 Mg中子源的激活比太阳的金属丰度更温和，这是由于更高的不透明度导致的温度更低。它们的13 C中子源也比低质量模型少，这是因为它们的富氦区较小。这些不同的影响的组合，使我们的AGB模型的两次太阳金属丰度，以提供一个匹配的SiC数据，而不需要考虑的13 C中子源的功能，也没有中子捕获过程的变化大的过程中不同的s过程。这就提出了一个问题，如果AGB的母星的陨石SiC颗粒实际上是平均太阳的两倍金属量。由于银河系的化学演化，同一颗粒中比太阳更大的Si和Ti同位素比值与超太阳金属量恒星的起源定性一致。此外，SiC尘埃质量从富C AGB星喷出的预测显着增加金属丰度。
2018-04-26 astro-ph.SR
Determining rotational and macroturbulent velocities of cool magnetic giant stars
本文提出了一种估算演化M巨星的投影自转速度$vsini$和宏观湍流速度$v_{\rm mac}$的新方法。它基于频谱合成和多线分析工具的使用。目标是将观测的平均线轮廓与合成光谱的平均线轮廓拟合。将该方法应用于红巨星RZ Ari，得到了$v\sin i$ = 6.0 $\pm$ 0.5 km/s和$v_{\rm mac}$ = 2.0 $\pm$ 1.0 km/s的结果。
2022-02-02 astro-ph.SR
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
Asteroseismic inferences on red giants in open clusters NGC 6791, NGC 6819 and NGC 6811 using Kepler
背景：四个疏散星团出现在开普勒的视野中，现在可以获得近一年的时间序列。这些时间序列使我们能够推导出三个疏散星团NGC 6791、NGC 6819和NGC 6811中红巨星的星震全球振荡参数。从这些参数和有效温度，我们得到的质量，半径和光度的集群以及现场红巨星。目的：研究演化和金属丰度对观测到的红巨星种群的影响。研究方法：用不同的方法导出了全局振荡参数，用2 MASS色导出了有效温度。观测结果与BaSTI演化模型进行了比较。结果如下：我们发现，在假设金属丰度不影响振荡的激发/阻尼的情况下，质量对星震量delta_nu与nu_max的关系有显著的影响，而金属丰度的影响可以忽略不计。恒星在H-R图中的位置取决于质量和金属丰度。此外，导出的场星的恒星质量与星团的恒星质量是一致的。结论：质量和金属丰度都是导致年老的富金属星系团NGC 6791和中年的太阳金属丰度星系团NGC 6819在H-R图上位置不同的原因。对于年轻的星团NGC 6811，恒星在H-R图中的位置的解释挑战了太阳金属丰度的假设，这个疏散星团可能有明显较低的金属丰度[Fe/H]，在-0.3到-0.7 dex之间。此外，几乎所有观测到的场星似乎都比NGC 6811老，比NGC 6791年轻。
2011-04-22 astro-ph.SR
Three nearby K-giants with planets: Accurate determination of basic parameters, including an analysis of metallicity based on Fe I lines
确定了三颗明亮的K巨星的基本参数：β Gem（K0 III）、μ Leo（K2 III）和α Tau（K5 III）。值得注意的是，在这三颗恒星周围都发现了巨行星。我们的结果与盖亚项目中基准恒星的高精度数据进行了比较。对于所有三颗巨星，用这些基本参数Teff、logg和M的数据得到了非常好的一致性。特别注意的是，致力于分析的Fe I线的金属指数[Fe/H]和微湍流参数Vt的同时测定的基础。Fe I线的等效宽度W是从基准星的已发表光谱自动测量的。从列表中的“黄金线”的基准星的研究中选择的Fe I线的分析导致的结论是，激发电位EL的低水平的线起着重要的作用，在确定[Fe/H]和Vt。结果表明，对于早期K巨星β Gem和μ Leo，在W从100到300毫微焦耳范围内的谱线，[Fe/H]和Vt值与El有关。结果表明，如果对它作正确的解释，则在确定β Gem和μ Leo的[Fe/H]和Vt时会产生不确定性。在温度Teff = 3920K的最冷K巨星α Tau（毕宿五）的情况下，这种效应似乎不太明显。对[Fe/H]和Vt测定中Fe I线的选择提出了建议。以本文所研究的三颗恒星为例，证实了具有正常金属丰度的K巨星的Fe I线的非LTE效应很小，因此它们不可能是[Fe/H]和Vt值显示模糊的原因。碳12 C/13 C和氧16 O/17 O同位素的低比率证实了这三颗巨星都通过了深对流混合阶段。
2019-09-03 astro-ph.SR
Empirical metallicity-dependent calibrations of effective temperature against colours for dwarfs and giants based on interferometric data
本文根据从文献中收集的大约200颗直接有效温度测量值优于2.5%的邻近恒星的资料，提出了光度IV和V类矮星以及光度II和III类巨星的有效温度对颜色的经验金属度相关刻度。刻度的有效温度范围为3，100 - 10，000。光谱类型为M5至A0的矮星的温度为3，000 K，光谱类型为K5至G5的巨星的温度为3，100 - 5，700 K。对约翰逊（$UBVR_{\rm J}I_{\rm J}JHK$）、索林（$R_{\rm C}I_{\rm C}$）、斯隆数字巡天（SDSS，$gr$）和2微米全天巡天（2 MASS，$JHK_{\rm s}$）四个测光系统的波段的21种矮星颜色和18种巨星颜色进行了校准。受当前样品金属丰度范围的限制，刻度主要适用于盘星（[Fe/H] $\,\gtrsim\,-1.0$）。标准化的百分比残差的校准通常是2.0和1.5%的矮星和巨星，分别。目前的尺度与文献中现有的尺度（例如基于红外通量法的尺度或光谱学的尺度）之间存在着不同程度的系统性差异。根据目前的校准，我们重新确定了太阳的颜色。我们还研究了目前正在进行的大规模低到中分辨率恒星光谱巡天所产生的有效温度的系统误差。我们表明，校准的颜色（$g-K_{\rm s}$）在目前的工作提供了一个宝贵的工具，为那些正在进行或即将到来的调查估计恒星的有效温度。
2015-08-25 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
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 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
Composite-Spectrum Binaries, Paper XXIII: HD 69479/80, a 90-day binary with a cool-giant primary
HD~69479/80是一颗由一颗晚G巨星和一颗早A矮星组成的复合光谱双星。它的轨道周期只有91天（对于一个半径为$\sim$ 13个太阳半径的冷巨星系统来说，这似乎很短），而且离心率很小，但可能明显不是零。我们用标准的单巨星谱作为模板，用谱相减法分离了各组分的谱，发现与冷组分谱最接近的是15~Cyg（G8\，III）的谱。我们从每个未覆盖的光谱中测量了次级分量的径向速度，求解了系统的SB 2轨道，并导出了质量比$m_1$ \，/\，$m_2$为1.318。将合成光谱与次级组分的光谱拟合表明，\teff ~（-1）为9250 K，{ \it log}~（-1）为3.75，旋转速度为$\sim$ 90 K，\kms。我们确定了两颗恒星的绝对星等之差$δ$ V为1.07等，晚型恒星的星等更亮;由此我们可以计算两颗恒星的半径和光度，绘制它们的H-R图位置，并拟合演化轨迹。最佳拟合轨道表明，巨星的质量为2.9\，\msun ~，矮星的质量为2.2\，\msun ~，这完全符合SB 2轨道给出的质量比。这颗矮星的轨迹证实了这一成分已经开始从ZAMS中演化出来。将相应的等时线拟合到这些H-R图位置表明，自冷星从ZAMS演化以来，系统的log_（年龄）约为8.60 Gyr，这比许多冷巨星的年龄稍年轻。我们还在巨星组分的光谱中检测到$λ$ 1，6707-~锂线，从而增加了它接近红巨星分支的主要上升…
2020-09-18 astro-ph.SR
They might be giants: luminosity class, planet frequency, and planet-metallicity relation of the coolest Kepler target stars
我们估计了晚K型和早M型开普勒目标星的恒星参数。我们获得了382颗Kp-J>2（~K5及以后的光谱型）恒星的中等分辨率可见光谱。我们通过比较重力敏感指数（CaH，K I，Ca II和Na I）的强度与已知光度类恒星样本中的强度来确定光度类。我们发现巨星占开普勒目标星中明亮（Kp<14）恒星的96+-%，暗（Kp>14）恒星的7+-3%，明显高于开普勒输入星表（KIC）中恒星参数的比例。KIC的有效温度系统地高于我们通过将我们的光谱拟合到PHOENIX恒星模型而确定的温度（110 + 15 - 35} K）。通过对开普勒系外行星候选群体的蒙特卡罗模拟，我们发现当巨恒星被适当移除时，行星的出现率为0.36+-0.08，略高于使用KIC log（g）>4标准时的出现率（0.27+-0.05）。最后，我们表明，有没有显着差异的g-r颜色（探测金属丰度）之间的晚型开普勒星与过境地球到海王星大小的系外行星候选人和矮星没有检测到过境。我们表明，先前声称这两个人口之间的偏移是最有可能的工件，包括大量的错误识别的巨人。
2012-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stromgren photometry of Galactic Globular Clusters. II Metallicity distribution of red giants in Omega Centauri
我们提出了新的中间带Stroemgren测光的基础上超过300 u，v，b，y图像的银河系球状星团欧米茄岑。光学数据得到了新的多波段近红外测光（350 J、H、K_s图像）的补充。最终的光学近红外目录覆盖了整个星团中心超过20*20弧分平方的区域。我们使用不同的光学-近红外颜色-颜色平面，结合文献中的自行数据来识别候选星团红巨星（RG）。通过采用不同的Stroemgren金属丰度指数，我们估计了约4,000个RG的光度金属丰度，这是有史以来收集的最大样本。金属丰度分布呈多峰型（[Fe/H]_phot=-1.73+/-0.08，-1.29+/-0.03，-1.05+/-0.02，-0.80+/-0.04，-0.42+/-0.12和-0.07+/-0.08 dex）和贫金属尾部的锐截止（[Fe/H]_phot<=-2 dex），这与光谱测量非常一致。我们将其划分为四个亚群，即贫金属（MP，[Fe/H]<=-1.49）、中间金属（MI，-1.49<[Fe/H]<=-0.93）、富金属（MR，-0.95<[Fe/H]<=-0.15）和太阳金属丰度（SM，[Fe/H]~0）。最后一组只包括一小部分恒星（~8+/-5%），应该通过光谱确认。此外，利用不同光度指数的金属丰度差异，我们发现19+/-1%的RG是候选CN-强星。这个分数与最近的光谱估计相当吻合，可能意味着很大一部分双星。Stroem…
2009-09-25 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
