Two Distinct Red Giant Branches in the Globular Cluster NGC 288
利用CTIO 4 m Blanco望远镜的窄谱带钙测光和Strömgren b & y测光结果，我们报道了球状星团NGC 288中存在两个不同的红巨星分支（RGBs）。NGC 288的RGB在hk [=（Ca-b）-（b-y）]索引中明显地分裂成两个，而分裂在b-y颜色中没有显示。不像其他的球状星团有多个星群，NGC 288的水平分支只是轻微的延伸。我们的恒星星族模型表明，如果稍微富含金属（Δ[m/H] $\approx$ 0.16）的第二代恒星也被少量的氦增强（ΔY $\approx$ 0.03）和年轻约1.5 Gyrs，那么NGC 288中存在的两个不同的RGB可以重现。HK指数中的RGB分裂最有可能表明第二代恒星受到超新星富集的影响，以及中等质量渐近巨星分支星或快速旋转大质量恒星的轻元素污染。然而，为了证实这一点，迫切需要两个不同RGB组的恒星光谱。
2011-05-03 astro-ph.GA
MORGOTH: incorporating horizontal branch modelling into star formation history determinations
我们提出了一种新的方法，将水平分支形态合成的颜色星等图为基础的恒星形成历史的测定。这种方法，我们称之为MORGOTH，自洽地考虑到所有的恒星演化阶段的早期渐近巨星分支，灵活地模拟红巨星分支质量损失。我们测试MORGOTH一系列的合成人口，并发现，包括水平分支显着提高了精度的恒星形成的历史。当探测到主序星关闭时，MORGOTH可以同时拟合恒星形成历史和红巨星分支质量损失，有效地打破了这种简并。作为测试MORGOTH的一部分，我们还模拟了研究得很好的玉夫座矮球状星系观察到的颜色星等图。我们恢复了这个星系新的更详细的恒星形成历史。新的恒星形成历史和红巨星分支的质量损失，我们确定的雕塑与MORGOTH是在良好的协议与以前的分析，从而证明了这种新方法的力量。
2018-08-01 astro-ph.GA
The Tip of the Red Giant Branch Distance to the Perfect Spiral Galaxy M74 Hosting Three Core-Collapse Supernovae
M74（NGC 628）是一个著名的正面螺旋星系，拥有三颗核心坍缩超新星（SNe）：SN Ic 2002 ap、SN II-P 2003 gd和SN II-P 2013 ej。然而，它的距离并不为人所知。我们提出了一个距离估计的基础上的红巨星分支（TRGB）方法的尖端。我们从哈勃空间望远镜档案中的F555 W和F814 W图像中获得了M74无臂区的可分辨恒星的测光结果。解析恒星的色星等图显示了一个占主导地位的红巨星分支（RGB），以及蓝色主序星、红色氦燃烧星和渐近巨星分支星。RGB星的I波段光度函数显示TRGB为I_TRGB = 26.13 pm 0.03等，T_RGB = 25.97 pm 0.03。由此，我们得出到M74的距离模数为30.04 pm 0.04（随机）pm 0.12（系统）（对应于线性距离，10.19 pm 0.14 pm 0.56 Mpc）。利用这个距离估计值，我们校准了SNe II-P的标准烛光法。从SN 2003 gd的绝对星等，我们推导出了哈勃常数的值，H_0 = 72 pm 6（随机）pm 7（系统）km s^-1 Mpc^-1。这与最近基于Ia型超新星光度校准的估计相似。
2014-08-19 astro-ph.GA
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$Mo，对应于水平分支恒星质量在~0.65Mo和~0.73Mo之间（由初始氦丰度范围驱动的范围）。我们还推导出，在这个集群中的质量损失量沿渐近巨星分支恒星是可比的质量损失在以前的红巨星分支阶段。这些结果证实了这个集群的颜色星等图分析和推断之间的分歧，从最近的研究集群恒星的动力学，预测一个效率低得多的红巨星分支质量损失。需要将这两种技术应用于其他集群的结果进行比较，以获得有关这种分歧起源的更多见解。
2016-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
J-band Red Giant Branch Tip Magnitudes for the Distance Indicator
红巨星分支的尖端是一种广泛使用的距离测量方法，用于相对较近的星系，其中明亮的单个恒星被解析。大多数早期的作品都使用了I波段的光度计，如HST ACS/WFC F814 W或F850 LP用于RGB尖端方法。在这里，我们研究了J波段的RGB尖端幅度，如HST WFC 3/IR F110 W和JWST NIRCam/WF F115 W，用于广泛的年龄和金属丰度。我们发现，J波段（HST WFC 3/IR F110 W和JWST NIRCam/WF F115 W）RGB尖端幅度没有显着变化相比，I波段（HST ACS/WFC F814 W，F850 LP）的金属丰度在给定的年龄范围内。此外，HST WFC 3/IR F110 W RGB尖端星等在给定金属丰度下，对于年龄大于5 Gyr的恒星星族保持在0.005星等以内。
2017-11-26 astro-ph.GA
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymptotic Giant Branch Variables in NGC 6822
使用多历元的JHK测光获得的1.4米日本-南非的红外测量设施在萨瑟兰，我们已经确定了大量的AGB变量在NGC 6822。本文利用30个周期在200 ~ 900天之间的大振幅变星，对周期光度关系进行了新的定标。
2010-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
BVI Photometry and the Red Giant Branch Luminosity Function of M15
我们提出了新的$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
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
Infrared colours and inferred masses of metal-poor giant stars in the Kepler field
在银河系中，内部发光的巨星是遥远的盘、球和晕的唯一潜在的体积完整的示踪物。贫金属巨星的化学丰度也反映了最早恒星形成区的组成，为银河系的化学演化提供了初始条件。然而，贫金属巨星的内在稀有性，加上难以用宽带光学光度学有效地识别它们，使得很难利用它们来研究银河系。我们重新推导出一个巨星光度选择使用现有的公共g波段和窄带DDO 51光度在开普勒领域。我们的选择是简单的，并产生一个主序恒星的污染率$\lesssim$ 1%和一个完整的约80%的巨星与$T_{\rm eff} \lesssim 5250$ K -受光谱巡天的选择功能，用于估计这些率，和考虑的星等范围（$11\lesssim g\lesssim 15$）。虽然DDO 51过滤器是已知的恒星表面重力敏感，我们进一步表明，DDO 51选择巨人的中红外颜色与光谱金属丰度强烈相关。这扩展了Schlaufman和Casey开发的红外选择，表明选择中的主要污染物可以通过光度分离矮星和巨星来有效地去除。这意味着任何类似有效的侏儒/巨人判别式（例如，盖亚）可以与WISE颜色一起使用，以选择具有高完整性和低污染的巨星样本。我们采用我们的光度选择，以确定三个贫金属巨人的候选人在开普勒领域与全球asteroseismic参数，并发现推断这三颗恒星的质量使用标准asteroseismic标度关系系统高估了20- 175%。[删节]
2018-05-30 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
Infrared Survey of Pulsating Giant Stars in the Spiral Galaxy M33: Dust Production, Star Formation History, and Galactic Structure
我们介绍了近红外监测活动的本星系群螺旋星系M33，进行了英国红外望远镜（UKIRT）。脉动巨星的确定和他们的分布被用来获得恒星形成率作为年龄的函数。我们在这里提出的恒星形成的历史，中央广场千秒差距。这些恒星也是重要的尘埃工厂，我们测量他们的尘埃生产率从我们的数据与斯皮策太空望远镜中红外测光相结合。
2011-01-27 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
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
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
Probing infrared excess connection with Li enhancement among red clump giants
我们已经在低质量红巨星中进行了搜索，以寻找触发He闪光和随后Li增强的合并场景的证据。我们选择了一个红巨星的样本，从GALAH调查测量良好的锂丰度，近红外和中红外通量从2 MASS和WISE调查，分别。该样本包含418颗冷红巨星和359颗上红巨星。大多数的巨人和大多数超级富锂巨人没有表现出IR过剩。只有五颗红团巨星和一颗RGB巨星显示出IR过剩。值得注意的是，在5颗红外线过剩的红团簇巨星中，3颗是超富锂的（A（Li）> = 3.2 dex），2颗是富锂的（A（Li）> = 1.0 dex）。结果表明红团簇巨星中Li的增强可能是由于两个通道：一个是由单星演化中的原位He闪光引起的，另一个是由RGB上He-白矮星与巨星He-惰性核合并等事件触发的He闪光引起的。在后一种情况下，由于质量损失，预计兼并事件会产生IR超额。我们用DUSTY代码和衍生的尘埃参数模拟了所有六颗巨星的IR过剩。估计的运动学年龄和时间尺度的尘埃信封的超级锂丰富的阶段，锂增强发生在最近。此外，分析显示，与锂正常和没有IR过量的富锂巨星相比，富锂巨星中快速旋转星（vsini > = 8 km/s）的比例显着更高（五分之四）。
2022-01-24 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
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
Comparing Tip of the Red Giant Branch Distance Scales: An Independent Reduction of the Carnegie-Chicago Hubble Program and the Value of the Hubble Constant
红巨星分支的尖端已经被哈勃太空望远镜用来测量到500个邻近星系的距离，这些星系可以在河外距离数据库（EDD）的红巨星分支的颜色-星等图和尖端（CMD/TRGB）目录中找到。我们建立的方法被用来执行一个独立的减少的目标，提出了一系列的论文最终在Freedman（2021年）中的芝加哥哈勃计划（CCHP）。我们独特的方法包括模拟观测到的红巨星分支和渐近巨星分支恒星的光度函数，这不同于CCHP采用的边缘检测算法。我们发现11个主机与新成像的距离之间非常一致，所有都在D <20 Mpc。然而，我们无法测量5个主机中的4个主机的TRGB，这些主机使用旨在测量造父变星距离的存档数据，所有这些主机都在D> 23 Mpc。在超脉泽宿主NGC 4258的晕中进行了两次新的HST观测，第一次使用了与SN Ia宿主相同的ACS F606W和F814W滤波器和后服务电子设备，然后我们将TRGB距离刻度校准到几何超脉泽距离。使用我们的TRGB距离，我们发现一个值的哈勃常数的$H_{0}$ = 71.5 $\pm$ 1.8 km/s/Mpc时，使用万神殿或卡内基超新星项目（CSP）的超新星样本。未来，詹姆斯·韦伯太空望远镜将把TRGB的测量扩展到更多的Ia超新星宿主，并对通往$H_{0}$的不同路径进行表面亮度波动测量。
2022-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Asymptotic Giant Branch Variables as Extragalactic Distance Indicators
大振幅渐近巨星分支变星有可能与造父变星竞争，成为距离尺度的基本校准者，特别是在红外线观测或有大量星际遮蔽的情况下。它们对于探测较老的星系群特别有用，例如在矮球状星系、椭圆星系或螺旋星系晕中发现的星系群。校准数据从银河系和新的观测各种本星系群的描述和展望，从盖亚和观测下一代红外望远镜的校准，讨论。
2012-10-27 astro-ph.CO 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
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: Calibration of the gr-Band Absolute Magnitudes for the Yellow Post-Asymptotic-Giant-Branch Stars
我们提出了第一个绝对校准的黄色后渐近巨支（PAGB）星在g-和r-波段的时间序列观测的基础上从Zwicky瞬态设施。这些绝对星等是用位于球状星团的四颗黄色PAGB星（一颗不变星和三颗II型造父变星）校准的。我们用算术平均和线性回归两种方法对黄色PAGB星的gr波段绝对星等进行了校准。我们证明，线性回归提供了一个更好的拟合的g-波段绝对星等的黄色PAGB星。这些校准的gr波段绝对星等有可能被用作人口II的距离指标，在时域天气巡天的时代。
2022-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Red Giants' Toy Story II: Understanding the Red-Giant Branch Bump
红巨星分支凸块（RGBB）是星团红巨星光度函数中最值得注意的特征之一。它是由氢燃烧壳层通过对流包层最深穿透点处留下的成分不连续性造成的。当穿越不连续性时，通常的光度增加趋势在再次增加之前会有一小段时间的逆转，导致进化轨迹的曲折。尽管表面上看起来很简单，但光度下降背后的实际物理原因并没有得到很好的理解，人们提出了几种不同的解释。在这里，我们使用最近提出的一个简单的玩具模型的结构，低质量的红巨星，连同以前的结果，显示毫无疑问，在RGBB的光度变化可以追溯到平均分子量的变化层的顶部燃烧的外壳。而且这些变化发生在核时间尺度上。当燃烧壳接近不连续时，有效平均分子量的变化引起燃烧壳的温度下降，该温度下降被紧接在燃烧壳下面的层的随后反馈收缩所衰减。我们的工作表明，当应用正确，包括反馈的核心结构的核心质量的增加，壳源同源关系做了大量的定量工作，在解释的性质，充分的进化模型在RGBB。
2022-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giants eating giants: Mass loss and giant planets modifying the luminosity of the Tip of the Giant Branch
在红巨星阶段，恒星以自诞生以来最高的速度释放质量。质量损失率并不是固定的，而是在不同的恒星之间变化高达5%，这导致了红巨星分支（TRGB）顶端恒星光度的变化。此外，大多数恒星，在这个阶段，吞没了他们的行星系统的一部分，包括他们的气体巨行星和可能的褐矮星。气体巨行星的质量范围在宿主恒星质量的0.1%到2%之间。它们的气体巨星行星的吞噬可以改变它们在TRGB的光度，即He核简并被去除的点。结果表明，由于气体巨行星的吞噬而导致的恒星质量的增加只会使TRGB处恒星的光度变化小于0.1%，而金属丰度可以使TRGB处恒星的光度变化高达0.5%.然而，恒星对流包络的湍流增加，对恒星的光度有更显着的影响，我们估计可能高达5%。这种效应总是在增加湍流的方向上，从而增加了混合长度，从而使TRGB处恒星的光度系统地降低。我们发现质量损失率的星间变化将主导TRGB的光度变化，其贡献在5%水平。如果恒星间的变化是由环境效应驱动的，那么同样的效应可能会对星系红巨星分支尖端的光度产生环境驱动的平均效应。吞噬褐矮星将产生更戏剧性的效果。最后，我们触及如何推断的频率，并确定吞没，系外行星在低金属量的RGB恒星通过高分辨率光谱，以及如何量化质量损失率分布的形态的水平分支。
2020-09-07 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The UK Infrared Telescope M33 monitoring project. I. Variable red giant stars in the central square kiloparsec
我们已经在英国天文台红望远镜（UKIRT）对本星系群螺旋星系M33（三角座）进行了近红外监测活动。其主要目的是识别处于演化最后阶段的恒星，这些恒星的光度与其诞生质量的关系比数量更多但光度持续增加的低演化巨星更直接。最广泛的数据集是在K波段用UIST仪器获得的中央4 'x 4'（1平方千秒差距）的数据集-这包含了核星团和内盘。这些数据是在2003-2007年期间拍摄的，并得到了J和H波段图像的补充。在这一区域中，有18，398颗恒星被测光，其中812颗是变星，大部分是渐近巨星分支（AGB）恒星。我们的数据与变星和碳星的光学目录相匹配，并与斯皮策太空望远镜的中红外测光相匹配。在这第一个系列的文件中，我们提出的方法的变化调查和测光表-这是公开提供的中心德Donnees天文学斯特拉斯堡（CDS）-并讨论了变星的属性。大多数尘埃AGB星以前没有被确定在光学变率调查，我们的调查也是更完整的这些类型的恒星比斯皮策调查。
2010-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Resolution Spectroscopic Abundances of Red Giant Branch Stars in NGC 6681
我们获得了NGC 6681中9颗红巨星分支星的高分辨率光谱，并对该星团中的恒星进行了首次详细的丰度分析。我们根据一致的径向速度214.5 $\pm$ 3.7 km/s确定了这些恒星的星团成员资格，并发现平均[Fe/H] = -1.63 $\pm$ 0.07 dex和[α/Fe] = 0.42 $\pm$ 0.11 dex。此外，我们确认了NGC 6681中存在Na-O反相关，并确定了两个具有独特丰度趋势的恒星群体。通过使用Sarajedini等人（2007）和Piotto等人（2015）的HST测光，我们能够将这两个种群识别为集群CMD中的离散序列。虽然我们无法确认造成这些种群丰度差异的污染恒星的性质，但这些结果确实有助于限制可能的污染候选者。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-Asymptotic Giant Branch Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars. Preliminary Results
一个正在进行的项目，计算网格后AGB模型的初步结果。我们的初步结果表明，恒星演化计算，包括更新的治疗的微观物理预测后AGB的时间尺度是几倍短的旧模型预测。此外，后AGB模型的质光关系偏离旧网格。此外，我们的研究结果表明，只有轻微的金属依赖后AGB的时间尺度。我们希望这些结果对行星状星云的形成及其光度函数的模型有重要的影响。
2014-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Near-Infrared Tip of the Red Giant Branch. II. An Absolute Calibration in the Large Magellanic Cloud
提出了一种新的大麦云（LMC）红巨星分支（TRGB）尖端的经验\(JHK\)绝对刻度。我们使用广泛的\emph{Near-Infrared Synoptic Survey}包含350万颗恒星，其中65，000颗是红巨星，属于TRGB的一等。采用孤立矮星系IC 1，1613伴星研究的TRGB斜率和（几何）分离食双星的LMC距离模\(μ_0 = \) ~18.49等，我们导出了近红外TRGB的绝对\(JHK\)零点.为了与单独在杆中的测量进行比较，我们将校准的\(JHK\) TRGB应用于2 MASS调查的500度\textsuperscript{2}区域。TRGB揭示了LMC的三维结构，在垂直于棒的主轴方向上倾斜，与以前的研究一致。
2018-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
New Colour-Mass to Light Relations: the role of the Asymptotic Giant Branch phase and of interstellar dust
色-M/L（质量-光）关系是一种推导外星系恒星质量的常用方法。恒星质量的估计通常依赖于近红外测光，这被认为是最佳的示踪剂，因为它几乎不受尘埃和最近恒星形成事件的“结霜”效应的影响。然而，最近的文献强调，近红外M/L比的理论估计值强烈依赖于渐近巨分支（AGB）阶段的建模。我们使用最新的帕多瓦等时线，详细建模的热脉冲AGB阶段，更新理论的颜色M/L的关系，在光学和近红外光谱，并讨论的后果估计恒星质量在外部星系。我们还讨论了在大星系样本的统计情况下，星际尘埃的衰减对色M/L关系的影响。
2013-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Automated Identification of the Tip of the Red Giant Branch in Globular Clusters with Gaia Data
Beijing Academy of Science and Technology（北京科学院）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Tsinghua University（清华大学）
本研究提出利用Gaia数据自动识别球状星团红巨星分支末端的方法，通过算法提高识别效率并提供新的天文数据分析工具开发见解。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Model Choice Matters for Age Inference on the Red Giant Branch
本文比较了四种恒星演化模型网格对红巨星年龄推断的差异，发现质量未知时误差可超80%，并提出纳入理论不确定性的改进方法。
2025-04-24 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dark matter limits from the tip of the red giant branch of globular clusters
利用Gaia数据，通过22个球状星团的TRGB光度限制暗物质-核子截面，并预测161个星团的灵敏度，证明TRGB作为标准烛光对暗物质效应非常稳健。
2024-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Red-Giant Branch Stellar Cores as Macroscopic Dark Matter Detectors
我们发现，宏观暗物质（DM）对红巨星分支（RGB）星的简并氦核的影响可以通过DM-重子弹性散射引发氦聚变。氦燃烧的开始导致了光度的下降和温度的上升，标志着向水平分支星的转变。我们发现，这种影响可以改变的RGB光度功能的球状星团（GC），特别是集中在GC M15。利用恒星模拟程序MESA建立的M15恒星模型，在零假设和信号假设下，计算了DM点火事件的发生率和理论RGB光度函数。我们用质量$10^{17}\ {\rm g} \lesssim m_χ \lesssim 10^{20}\ \rm{g}$和几何截面$10^2\ {\rm cm}^2 \lesssim σ_{χn} \lesssim 10^{7}\ \rm{ cm}^2 $来约束DM，假设M15中的DM来源于背景银河系晕。我们还提出了更严格的限制条件，假设M15形成于今天仍然存在的DM次晕中。
2021-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
