The Red Giant Branch in Near-Infrared Colour-Magnitude Diagrams. II: The luminosity of the Bump and the Tip
我们提出了新的经验校准的红巨星分支（RGB）凹凸和提示的基础上均匀的近红外数据库的24个星系球状星团。研究了J、H和K波段RGB Bump和Tip的光度及其与团簇金属丰度的关系，得出了经验关系式。通过使用最近的观测和理论平面之间的转换，我们也得到了类似的校准热光度。更新的理论模型和观测结果之间的直接比较显示出很好的一致性。在这里提出的近红外通带的RGB尖端光度的经验校准是一个基本的工具，以获得远星系的距离超出本星系群，鉴于使用新的地面自适应光学设施，并在未来的詹姆斯韦伯太空望远镜。
2004-04-20 astro-ph
The distance to the Leo I dwarf spheroidal galaxy from the Red Giant Branch Tip
本文介绍了以狮子座I为中心的9.4弧分× 9.4弧分的V和I测光。红巨星分支尖端的I星等是从两个不同的数据集稳健地估计的（I^{TRGB}=17.97 + 0.05/-0.03）。从这个估计中，采用RGB星与银河模板比较的[M/H]=-1.2，我们得到距离模（m-M）_0=22.02 +/-0.13，对应于距离D=254 +16/-19 Kpc。
2004-07-21 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to the Near the Main Sequence in M71: I. Sample Selection, Observing Strategy and Stellar Parameters
我们提出的样品的丰度分析的25个成员的M71的光度范围从红巨星分支顶端的上部主序列。光谱具有高色散和高精度。我们描述的观测策略和确定的恒星参数的样本星使用宽带颜色和拟合的H $α$配置文件。对于一个固定的log g，导出的恒星参数与Yale $^2$恒星演化轨迹的结果在50 - 100 K范围内是一致的，这在不确定度的范围内。
2001-05-22 astro-ph
No Increase of the Red-Giant-Branch Tip Luminosity Toward the Center of M31
我们目前的观测与哈勃太空望远镜宽视场行星照相机2的三个领域集中在超级金属丰富的球状星团的隆起的M31。我们的（I，V-I）色星等图达到了I ~ 26.5等的微弱程度，清楚地揭示了第一个上升的红巨星分支（RGB）尖端的星等。我们发现RGB尖端的视I星等在M31中心附近并没有像以前的研究者所得出的那样变得更亮。在这项研究中，我们的观测和人造星实验强烈支持这样一种观点，即以前非常明亮的恒星可能是由于低分辨率图像中的拥挤而导致的混合恒星的虚假检测的结果。相反，我们的观测结果表明，在平均投影银河中心距离为1.1千秒差距时，RGB尖端比7千秒差距时暗1.3等。对RGB尖端星等差异的分析表明，M31核球恒星星族的平均金属丰度接近太阳。
1999-02-15 astro-ph
The Analysis of Isochrone Fitting Methods for Red Giant Branch Photometry, and Tip Red Giant Branch Distance Determination
本文讨论了等时线拟合方法及其在古老恒星星族红巨星支光度学研究中的应用。这是扩展到考虑所引入的问题，包括较低的幅度区域的颜色幅度图（CMD）。我们特别参考我们以前的论文Frayn & Gilmore（2002），其中详细解释了我们的等时线插值和拟合代码。我们解决了等时线拟合过程中固有的系统误差，并调查了简单的恒星星族在多大程度上可以从嘈杂的光度数据中恢复。我们调查的影响所造成的不准确的距离估计，等时线模型的变化和光度误差。我们目前的结果，从两个研究大约同时代的恒星星族，银河系球状星团系统（MWGCS），和小熊座矮球状星系。此外，我们介绍了一种新的方法，用于估计距离使用的RGB的尖端，这是显着更强大的比标准的边缘检测滤波器的光度。
2002-11-04 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. I. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator
为了研究恒星星族的性质，并将它们与宿主星系的性质联系起来，我们利用哈勃空间望远镜上的宽视场行星照相机2对附近一个旋涡星系的晕族进行了成像。在四个星系中，红巨星分支的人口足够多，可以测量红巨星分支尖端（TRGB）的星等，这是一个众所周知的距离指标。利用Sobel边缘探测技术和最大似然分析测量红巨星分支尖端的$I$带星等，我们确定了到四个邻近星系的距离：NGC 253，NGC 4244，NGC 4945，NGC 4258。对于前三个星系，这里确定的TRGB距离比以前的距离估计更直接，也可能更准确。在NGC 4258的情况下，我们的TRGB距离是在很好的协议与几何脉泽距离，支持大麦云距离模数$(m-M)_0 = 18.50$，通常采用在最近的估计哈勃常数。
2005-10-09 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch Distances. I. Optimization of a Maximum Likelihood Algorithm
到星系的精确距离可以通过红巨星分支顶端（TRGB）恒星的光度来确定。我们使用极大似然算法来定位TRGB星系的颜色星等图。通过引入可靠的光度误差和人造星实验确定的完整性表征，优化了该算法。该计划进行了广泛的测试，使用蒙特卡罗模拟，人工星系，并与HST/WFPC 2和ACS观察附近的矮星系的样本。我们的程序被证明是可靠的，具有良好的精度，并没有引入任何系统误差。该方法在TRGB接近光度极限和/或RGB填充不足的情况下特别有用。
2006-03-03 astro-ph
Metallicity-corrected Tip of the Red Giant Branch Distance to NGC 4258
我们使用哈勃太空望远镜（HST）和宽视场高级巡天相机（ACS/WFC）进行的观测确定了NGC 4258的距离。我们采用了一种改进的技术，充分考虑了金属丰度对红巨星分支（TRGB）尖端光度的影响，以确定迄今为止最精确的TRGB距离模量之一：u（TRGB）= 29.28 +/- 0.04（随机）+/- 0.12（系统）mag（7.18 +/- 0.13 +/- 0.40 Mpc）。我们讨论这个距离模相对于其他最近的应用程序的TRGB方法NGC 4258，并与其他几种技术（造父变星和脉泽），同样具有竞争力的精度，但不同的系统。
2008-09-05 astro-ph
The Araucaria Project: The Distance to NGC 300 from the Red Giant Branch Tip using HST/ACS imaging
我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机对玉夫座星系群中的NGC 300旋涡星系进行了深度测光。结果已被用来推导出一个准确的距离测定的基础上的尖端红巨星分支距离估计。边缘检测和极大似然方法都被应用，得到边缘检测的距离模（m-M）_0=26.30 +/- 0.03 +/- 0.12，和极大似然的距离模（m-M）_0=26.36 +/- 0.02 +/- 0.12。这些结果与南洋杉计划中造父变星的近红外测光结果（m-M）_0= 26.37 +/- 0.05 +/- 0.03完全一致。
2005-10-11 astro-ph
Pulsation at the tip of the first giant branch?
本文介绍了我们利用红外测量设备和天狼星红外照相机对大麦云星云中的可变红巨星进行的近红外测量的第一批结果。许多非常红的恒星被探测到，并发现其中大多数是变星。在观测到的色星等图（$J-K, K$）和恒星$K$星等分布图中，可以清楚地看到第一个巨星分支（TRGB）的尖端，也就是核心中氦燃烧的开始。除了真正的AGB变星外，我们还发现了许多亮度在TRGB附近的变星。从这个结果，我们推断，他们中的相当大的一部分是RGB变量。
2002-10-22 astro-ph
The "Tip" of the Red Giant Branch as a distance indicator: results from evolutionary models
采用经典恒星模型计算中最新的物理输入，给出了红巨星分支尖端（TRGB）光度的新的理论估算。给出了TRGB辐射热星等和I星等与金属丰度的理论关系，并将基于这些关系的距离尺度与Cassii & Salaris（1996）提出的RR天琴座距离尺度和Lee，Freedman & Madore（1993）采用的造父变星距离尺度进行了比较。通过对银河系球状星团和分辨星系的比较，发现理论和观测在0.1等量级上符合得很好，这一结果可以看作是理论红巨星、水平支恒星模型和造父变星独立观测之间一致性的一个证据。并且允许安全地使用所提供的TRGB光度关系作为其中恒星分量已经被解析的星系的替代主要距离指示器。
1997-03-27 astro-ph
Red variables in the OGLE-II database. I. Pulsations and period-luminosity relations below the tip of the Red Giant Branch of the LMC
我们目前的周期光度关系超过23,000红巨星在大麦云观测的OGLE-II微透镜项目。OGLE周期值与2 MASS单历元JHK光度数据相结合。对于较亮的恒星，我们发现协议与以前的结果（四个不同的序列对应于不同模式的脉动在AGB星）。我们还在红巨星分支的尖端下方发现了两个截然不同的序列。它们由近10，000颗短周期（15 d <P< 50 d）、低振幅（A_I<0.04 mag）的红色变星组成，我们认为其中很大一部分可能位于红巨星分支，显示出第二和第三泛音模式的径向脉动。激发机制可能是类似Mira的脉动，也可能是由对流驱动的类似太阳的振荡。
2003-07-15 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch Distances to NGC 4214, UGC 685, and UGC 5456
利用WFPC 2 VRI观测数据，用红巨星分支尖端法计算了三个邻近星系NGC 4214、UGC 685和UGC 5456的距离。我们对NGC 4214（2.94 +/- 0.18 Mpc）和UGC 685（4.79 +/- 0.30 Mpc）的测量值是有史以来对这些物体距离的最精确测量。对于UGC 5456，数据并不允许我们得出决定性的结论，因为有两种可能的解决方案，一种通向3.8 Mpc左右的短距离，另一种通向5.6 Mpc或更长的长距离。
2001-11-20 astro-ph
The "Tip" of the Red Giant Branch as a distance indicator: theoretical calibration and the value of H_0
更新的理论关系的运行的热测量和I级的尖端的红巨星分支（TRGB）相对于金属丰度提供。还提供了RR型Lyrant不稳定带零年龄水平支V星等的类似关系。比较了我们的ZAHB和TRGB距离、Madore & Freedman（1991）的造父变星距离尺度和由精确视差测定的局部次矮星的依巴谷距离。将我们的TRGB距离标度应用于NGC 3379，提供了到Leo I群的距离，比Sakai等人（1997）采用Da Costa和Armandroff（1990）的TRGB亮度校准获得的距离高出约8%。我们到狮子座I群的距离，加上后发座星团-狮子座I的相对距离，提供了后发座星团H_0的测定：H_0=64_{-9}^{+10} Km s^{-1} Mpc^{-1}。
1997-10-15 astro-ph
HST observations of the LMC field around SN87A: distance determinations with Red Clump and Tip of the Red Giant Branch stars
我们利用HST-WFPC 2多波段观测了大麦云星云SN 1987 A周围的一个区域，测量了它与太阳的距离。这些观测使我们能够仔细确定沿着视线到大量恒星的星际消光，并通过使用两个恒星距离指示器测量LMC距离：红团和红巨星分支的尖端。应用红团方法，我们得到了距离模（m-M）o，rc（LMC）=18.59+-0.04+-0.08 mag（统计加系统误差），与用红巨星支端星的距离，即（m-M）o，trgb（LMC）=18.69+-0.25+-0.06 mag（统计加系统误差），符合得很好。这两个值都与SN 1987 A的距离一致，这是从其内环荧光回波的研究中确定的（（m-M）（SN 87 A）=18.55+-0.05 mag，Panagia 1998），因此排除了低于18.43的距离模量，达到99.7%的显著性水平。与以前的结果使用相同的距离指标的差异进行了讨论。
1999-10-05 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration
红巨星分支的尖端（TRGB）的光度提供了一个很好的测量星系距离的方法，并且很容易在哈勃太空望远镜观察到的附近星系的解析图像中确定。现在有大量的档案数据相关的TRGB方法，并提供与其他距离估计的比较。本文综述了TRGB距离标度的零点问题。考虑到TRGB的金属丰度的依赖，HST飞行系统和约翰逊-费洛蒙测光之间的转换，绝对星等尺度的水平分支测量的基础上，和红化的影响。TRGB的零点是以1%的统计精度建立的，以水平分支的不确定性为模，在高银河系纬度的单个星系距离中，典型的均方根不确定性为3%。零点与造父变星的周期光度关系标度一致，但需要重新考虑所声称的金属丰度依赖性。到NGC 4258的脉泽距离与TRGB一致，但目前精度较低。
2007-02-21 astro-ph
Comparison of Distances from RR Lyrae Stars, the Tip of the Red-Giant Branch and Classical Cepheids
银河系外的距离尺度在很大程度上依赖于造父变星。然而，从观测和脉动模型中可以清楚地看出，它们的P-L关系的斜率和零点在星系之间是不同的。这使得造父变星距离的测定变得复杂，并要求对它们的差异进行独立的测试。这个检验是由24个星系的天琴座RR恒星距离提供的，这些星系校准了红巨星分支的尖端（TRGB; M_I = -4.05），这反过来又证实了我们在2006年距离尺度上采用的造父变星距离在18个情况下平均在0.1等以内。相对超新星Ia和速度距离否认了所采用距离的剩余显著金属丰度效应。这些造父变星距离的新支持增加了我们以前对超新星Ia光度和21厘米线宽-光度（TF）关系的校准的权重。在所有标度上确认了H_0 = 62.3（+/-5）的值。
2007-12-14 astro-ph
Vertical stratification of iron abundance in atmospheres of blue horizontal-branch stars
观测到的某些蓝色水平分支（BHB）恒星的缓慢旋转和丰度特性表明，原子扩散在其恒星大气中可能很重要，并可能导致大气中化学物质的垂直丰度分层。为了验证这一假设，我们进行了丰度分层分析的基础上，最近获得的麦当劳CE光谱的大气中的六个BHB星。我们的数值模拟结果表明，在M15的两颗恒星：B267和B279的大气中，铁的丰度是垂直分层的。M13中的一颗恒星WF 2 -2541似乎也有垂直分层的铁丰度，而WF 4 -3085的铁分层特征则不那么令人信服。在所有的情况下，铁的丰度增加向低层大气。我们样本中的另外两颗恒星，WF 4 -3485和B84，没有显示出铁元素随大气深度的显著变化。我们的研究结果支持的想法，原子扩散占主导地位的其他流体动力学过程中的BHB星的大气。
2007-12-05 astro-ph
A Robust Test of Evolution near the Tip of the Red Giant Branch and Missing Giants in NGC 2808
我们描述了一种新的方法，用于强有力地测试红巨星演化的理论预测附近的巨星分支的尖端。当理论上的累积光度函数被移动到在I波段对准尖端，并在比红巨星凸起稍微亮一点的光度水平上归一化时，几乎所有对年龄和成分（重元素和氦丰度）的依赖都被消除了。虽然与观测结果进行重要的比较需要大量的巨星样本，但这样的样本可以用于一些质量最大的银河系球状星团。我们与NGC 2808和M5进行了比较，发现NGC 2808缺少亮巨星（巨星分布更极端的概率小于3%）。我们讨论的可能性，低估了中微子的损失或强大的质量损失可能是负责赤字的巨人。虽然我们不能排除中微子假说，但它不能解释M5观测和模型之间的明显一致性。另一方面，强烈的质量损失提供了巨星观测和NGC 2808异常蓝色水平分支之间的潜在联系。如果质量损失假说是正确的，那么通过对该星系团进行稍微深一点的紫外线观测，就可能发现大量的氦白矮星。
2006-11-09 astro-ph
The Red Giant Branch Tip and Bump of the Leo II dwarf spheroidal galaxy
本文介绍了以狮子座II矮球状星系为中心的9.4'× 9.4'视场的V和I测光。红巨星分支的尖端在I^{TRGB}=17.83 +/- 0.03处被确定，采用RGB星与银河系模板比较的<[M/H]> = -1.53 +/- 0.2，我们得到距离模数（m-M）_0=21.84 +/- 0.13，对应于距离D=233 +/- 15 Kpc。在红巨星分支的光度函数中检测到两个显著的凸起。较暗的凸起（B1，V=21.76 +/- 0.05）是主要恒星星族的RGB凸起，而最亮的一个（B2，V=21.35 +/- 0.05）的实际性质无法根据现有数据进行可靠评估，它可能是由于主要星族的渐近巨枝丛，也可能是次要的RGB凸起。主RGB凸起（B1）的光度表明狮子座II中的大多数RGB恒星属于比经典银河系球状星团年轻约4 gyr的群体。属于氦燃烧的红团的恒星被证明是显着集中比RR天琴座和蓝色水平分支恒星，探测存在的年龄/金属丰度径向梯度在这个偏远的矮椭球。
2005-03-18 astro-ph
The Tip of the Red Giant Branch Distance to the Large Magellanic Cloud
利用麦哲伦云测光巡天（Zaritsky，Harris & Thompson，1997）的观测数据，给出了大麦云（LMC）中红巨星支星的I波段光度函数。选取不拥挤的低消光区的恒星，在I_0 = 14.54等处观测到光度函数的不连续性，将这一特征与红巨星分支（TRGB）的尖端相鉴别，并根据Lee，Freedman & Madore（1993）的定标结果，采用TRGB的绝对星等为-4.05 ± 0.04等，我们得到的距离模数为18.59 ± 0.09（随机）± 0.16（系统）ma。如果采用Cassii和Salaris（1997）提供的理论TRGB校准，则导出的距离将增加4%。这里报告的大麦哲伦星系距离模数为18.59 ± 0.09，比最常用的由造父变星的周期光度关系校准的河外距离标度值大0.09等（1-sigma）。我们的TRGB距离模量同意几个RR Lyrics距离的LMC的基础上HIPPARCOS松弛。最后，我们注意到，使用相同的MCPS数据，我们使用红团方法获得了18.29 +-0.03等的距离模量，与TRGB估计值相比，这要短0.3等。
1999-11-30 astro-ph
Determination of the Distance to M33 Based on the Tip of the Red Giant Branch and the Red Clump
利用HST/WFPC 2图像对M33的10个星区进行了VI测光，利用红巨星支尖（TRGB）和红团（RC）测定了M33的距离。本研究中使用的区域位于距M33中心R=2.6 - 17.8弧分处。对于采用的前景红化E（B-V）=0.04，本研究得到的到M33的距离模为（m-M）_{0，TRGB}=24.81+/-0.04（随机）+0.15/-0.11（m-M）_{0，RC}=24.80+/-0.04（随机）+/-0.05（系统的）与RC的比较，显示两者之间的极好的一致性（分别对应于916+/-17（随机）kpc和912+/-17（随机）kpc的距离）。这些结果比基于同样的HST/WFPC 2资料和地基资料的造父变星距离大0.3等。这种差异被认为部分是由于M33造父变星的总红化估计的不确定性。
2001-09-29 astro-ph
Radiative Levitation in Hot Horizontal Branch Stars
现在有相当多的证据表明，水平分支（HB）恒星热超过约11,500 K的经验，由于辐射悬浮的光球铁丰度的巨大增强。在球状星团中，光球铁丰度可达[Fe/H] ~+0.3，比星团铁丰度高两个数量级。考虑到铁过剩的模型大气是需要了解的外观HB的球状星团色星等图（CMD），准确的光度，重力和质量的推导，并为紫外光谱合成的老，金属贫恒星星族。
1999-06-08 astro-ph
The Extragalactic Distance Scale without Cepheids
哈勃空间望远镜重点项目中星系的距离是基于造父变星的周期光度关系。另一个基础是红巨星分支的尖端。利用档案HST数据，我们校准的红外塔利-费舍尔关系，使用14个星系的红巨星分支的尖端测量。与重点项目相比，推断出哈勃常数值高出10% ± 7%。因此，在误差范围内，两个距离尺度是一致的。我们描述了一个决定性的红巨星分支测量H_0的尖端所需的额外数据。
2008-09-03 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch Distance for the Sculptor Group Dwarf ESO 540-032
我们提出了第一个VI CCD测光的玉夫座星系ESO 540-032在甚大望远镜UT 1 + FORS 1。（I，V-I）色星等图显示这个中间型矮星系主要由年老、贫金属（[Fe/H]~-1.7 dex）的恒星组成，还有少量稍富金属（[Fe/H]~-1.3 dex）、年轻（年龄1.5 - 5亿年）的恒星。在I波段光度函数中，在I_0 = 23.44 \pm 0.09等处发现一个不连续性，将此特征解释为红巨星分支的尖端，并采用M_I=-4.20 \pm 0.10等作为其绝对星等，我们已经确定了（m-M）_0=27.64 \pm 0.14 mag（3.4 \pm 0.2 Mpc）的群体II距离模数。这一距离证实了ESO 540-032是附近Sculptor群的成员，但明显大于先前基于表面亮度波动（SBF）方法报告的值。从恒星星族合成模型的结果表明，混合形态的矮星系的SBF技术的应用需要一个详细的知识的基本恒星组成，从而提供了一个直接的距离测量使用的红巨星分支的尖端距离指示器没有优势。我们产生的表面亮度轮廓ESO 540-032，并推导出光度和结构参数。其整体性质与本星系群矮椭圆星系的绝对星等和中心表面亮度与金属丰度的关系密切相关。最后，我们确定并讨论了一个非恒星物体附近的星系中心，它可能类似于一个球状星团。
2001-05-09 astro-ph
Lifetime of OH masers at the tip of the asymptotic giant branch
背景：大部分其他类似的渐近巨星分支星（AGB）没有显示OH脉泽发射。如最近所示，一个有限的寿命可能会给一个自然的解释，为什么只有一部分的任何样品发射微波激射发射在一个给定的时代。目的：研究AGB星拱壳层中1612 MHz OH脉泽的寿命。研究方法：我们重新观察了28年前发现的OH/IR恒星样本，以确定可能已经失去脉泽的恒星数量。结果：我们重新探测到了全部114个OH脉泽。推断的最小寿命为2800年（1 sigma）。这个脉泽寿命适用于具有强烈质量损失的AGB恒星，导致非常红的红外颜色。自发现以来，速度和平均通量密度水平没有变化。由于最小寿命与风穿越时间具有相同的量级，因此质量损失过程中的强烈变化不太可能影响约3000年或更短时间尺度上的激励条件。关键词：OH脉泽-恒星：AGB和后AGB-星周物质
2007-10-10 astro-ph
A new analysis of the Red Giant Branch "Tip" distance scale and the value of the Hubble constant
将Salaris & Cassii（1997）提出的红巨星分支尖端（TRGB）光度的理论计算推广到更高的金属丰度，并与最近发表的类似独立结果进行了比较。在Salaris & Cassii（1997）中提出的银河系球状星团的ZAHB和TRGB距离尺度之间的比较，现在补充了与由具有精确视差测定的局部次矮星设定的依巴谷距离尺度的比较。ZAHB和HIPPARCOS距离之间的总体协议是相当不错的。ZAHB和TRGB到已分辨星系的距离非常一致，而TRGB和造父变星的距离，用Madore & Freedman（1991）建议的校准方法计算的比较，显示出0.12等的系统性差异。TRGB的距离系统性地比造父变星的距离长。这一结果支持的情况下，修改的零点造父变星的距离尺度，已经建议由其他作者的基础上希巴谷星系。利用我们的TRGB距离标度对NGC 3379的测量，给出了一个新的到Leo I群的距离，再加上最近独立测定的后发座星系团-Leo I的距离，给出了后发座星系团的H_0值，其范围为：H_0= 60+-11 Km s^{-1} Mpc^{-1}。
1998-03-10 astro-ph
Deviations from the Local Hubble Flow. I. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator
由于缺乏一组一致的星系距离，局部体积（cz < 550 km/s）中速度场的特性很难约束。到目前为止，稀疏的观测结果表明，这是一种非常安静的流动，几乎没有偏离纯粹的哈勃定律。然而，速度场模型的基础上分布的星系在1.2 Jy的IRAS红移调查，预测四极流的模式，当地的超星系平面的两极强infall。我们探测这个速度场，并开始建立一组一致的星系距离。我们从W.M.获得了附近星系在I和V波段的图像。凯克天文台和F814 W和F555 W过滤器从哈勃太空望远镜。当这些星系被很好地分解成恒星时，我们可以使用红巨星分支的尖端（TRGB）作为距离指示器。使用极大似然分析来定量测量TRGB的I等，我们确定了七个邻近星系的精确距离：狮子座I，六分仪B，NGC 1313，NGC 3109，UGC 03755，UGC 06456和UGC 07577。
2002-07-19 astro-ph
Variations in Star Formation History and the Red Giant Branch Tip
我们研究的可靠性的尖端的红巨星分支（TRGB）作为一个距离指标的恒星星族与不同的恒星形成历史（SFHS）的光度误差和完整性修正时，在TRGB是小的。在一般情况下，TRGB距离方法是不敏感的SFH的形状，除非当它产生一个恒星星族与一个重要的组成部分进行红巨星分支相变。在这次跃迁的中晚期（~1.3-1.7 Gyr），TRGB的I波段绝对星等比M_I ~-4.0的典型值要弱几十个星等。如果在宇宙的一生中形成的所有恒星中有超过30%是在这些年龄形成的，那么距离可能会被高估10- 25%。类似地，TRGB距离方法对形成的恒星的金属丰度分布不敏感，除非平均金属丰度大于<[Fe/H]> =-0.3。如果超过70%的恒星[Fe/H] >-0.3，那么距离可能会被高估10- 45%。我们发现，可以用TRGB光度函数不连续点的高度和M_I = -3.5时的中值（V-I）_0这两个可观测量来检验上述年龄和金属丰度条件是否满足。
2004-01-20 astro-ph
Determining the Location of the Tip of the Red Giant Branch in Old Stellar Populations: M33, Andromeda I & II
在年老的、贫金属的红巨星中，核心氦点火点的绝对辐射热光度是大致恒定的星等，仅随质量或金属丰度有很小的变化。因此，它可以用作标准蜡烛。在这里，我们回顾了在任何真实数据集中测量这个位置的主要困难，并开发了一种经验方法来优化红巨星分支（TRGB）分析的尖端。我们继续提出一个新的算法识别TRGB在附近的贫金属恒星系统。我们的方法使用了一个最小二乘拟合的数据自适应斜率的光度函数在1等窗口。这找到了光度函数的区域，当我们到达更亮的星等时，该区域显示出恒星数量最显著的下降;这种下降的基础被认为是尖端的位置。这种技术允许确定反映所用光度函数质量的实际不确定性，但通常为~0.02 mags rms + ~ 0.03 mags系统，这是对以前使用尖端作为标准蜡烛的方法的重大改进。最后，我们将我们的技术应用于本星系群旋涡星系M33和矮星系And I和II，并分别得到距离模24.50 +/- 0.06（794 +/- 23 kpc），24.33 +/- 0.07（735 +/- 23 kpc）和24.05 +/- 0.06（645 +/- 19 kpc）。M33的结果与造父变星到这个星系的距离非常一致，使得这个物体不太可能有大量的变红。
2004-01-22 astro-ph
Cepheid and Tip of the Red Giant Branch Distances To the Dwarf Irregular Galaxy IC10
我们目前的颜色星等图和光度函数的恒星在附近的星系IC 10，基于VI CCD测光与COSMIC主焦点相机上的Palomar 5米望远镜。IC 10晕中恒星的I波段视光度函数在I~21.7等处有明显的上升，这被解释为在M_V~-4等处的红巨星分支（TRGB）的尖端。它的前景消光预计是高的，与该校正相关的不确定性是与以下相关的误差的最大贡献者：距离的决定。在IC 10中对造父变星的多波长观测给出了星族I距离模数为24.1 ± 0.2等，这对应于660 ± 66千秒差距的总视线红化E（B-V）= 1.16 ± 0.08等的线性距离，这是单独从造父数据自洽得出的。将星族I的红化应用于星族II晕星，得到TRGB距离模为23.5 ± 0.2等，相当于500 ± 50 kpc。我们认为这是TRGB距离的下限。要计算造父变星和TRGB的距离，需要晕圈的红化比星系主体的红化低$Δ$ E（B-V）= 0.31等。这表明银河系在IC 10方向的消光是（B-V）~ 0.85。
1998-09-02 astro-ph
The Tip of the Red Giant Branch and Distance of the Magellanic Clouds: results from the DENIS survey
利用从麦哲伦云（Cioni et al.2000）的DENIS星表中提取的样本数据，用光度函数精确测定了I（0.8 μ m）、J（1.25 μ m）和KS（2.15 μ m）波段的红巨星分支（TRGB）的端部视星等。从J和Ks星等，我们导出热辐射星等m_bol。我们提出了一种新的算法，我们详细描述和测试广泛使用蒙特卡罗模拟的TRGB的幅度的测定。我们注意到，任何在观测到的光度函数的一阶导数（大多数作者使用的）或二阶导数（我们使用的）中搜索峰值的方法都不能对TRGB不连续的实际大小产生无偏估计。我们强调纠正这种偏见的重要性，而这通常不是这样做的。我们结合我们的算法与理论预测的结果，推导出的麦哲伦云的距离模量。我们得到大麦云云（LMC）的m-M = 18.55（0.04形式，0.08系统），小麦哲伦云（SMC）的m-M = 18.99（0.03形式，0.08系统）。这些是目前可用的这些量的最准确的测定之一，这是我们的样品尺寸大和近红外观测对尘埃消光不敏感的直接结果。
2000-05-10 astro-ph
The Detection of Bright Asymptotic Giant Branch Stars in the Nearby Elliptical Galaxy Maffei 1
我们用加拿大-法国-夏威夷望远镜上的自适应光学系统研究了距离被严重遮蔽的椭圆星系Maffei 1中心6弧分的区域。我们的近衍射极限的H和K'图像显示相对于背景场的对象的过剩人口，我们得出结论，在马菲1的渐近巨分支尖端（AGB尖端）发生在K = 20 +/- 0.25。假设马菲1中AGB尖端的恒星与M31的凸起部分的恒星具有相同的内禀光度，那么如果A_V = 5.1，马菲1的实际距离模为28.2 +/- 0.3，相当于4.4（+0.6，-0.5）Mpc的距离。这与从红外线表面亮度波动估计的距离非常一致，并证实马菲1太远而不会显著影响本星系群的动力学。
2001-04-26 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch distances to galaxies with composite stellar populations
本文研究了具有复杂恒星形成历史（SFR）和年龄金属丰度关系（AMR）的本星系群星系（LMC、SMC和LGS 3）的RGB相对距离I波段Tip的可靠性。还讨论了K波段的使用。通过采用理论恒星星族合成技术，我们发现，使用实际测定的SFR和AMR的LMC和SMC，其RGB是由恒星年轻得多（9 Gyr）比银河系球状星团的同行，其I-波段（和K-波段）TRGB绝对星等校准。这种年龄差异导致了基于RGB颜色与球状星团颜色比较的光度金属丰度估计值和TRGB距离的偏差。距离偏差的程度是强烈依赖于特定的TRGB技术的应用，并在假设的I波段BC规模采用;适用于SMC-LMC距离模数的校正范围从0到+0.10 mag. LGS 3是一个例子的星系人口主要由老恒星，使光度金属丰度和距离估计使用球状星团校准是可靠的。然而，麦哲伦云和LGS 3之间的相对距离模量的影响，讨论的人口效应的LMC和SMC。适用于K波段TRGB距离的校正大于I波段的情况。我们的结果清楚地表明，在一个复杂的SFR恒星系统的CMD中存在一个发达的RGB并不能保证它是由球状星团样的红巨星，因此，TRGB方法的距离测定必须谨慎应用。
2004-12-07 astro-ph
Luminous red stars in Local Group dwarf elliptical galaxies: an intermediate-age population?
在本文中，我们表明，在附近的矮椭圆（dE）星系的色星等（CM）图中，第一红巨星分支（TRGB）顶端上方的光学亮星，通常被解释为中间年龄人口存在的指示，在某些情况下，可能是一个纯粹的老人口系统上的观测效应的人工制品。为此，CM模型图已被计算模拟的观测效果，可以发现在不同地区的本星系群dE星系。最初的合成CM图代表了一个纯粹的旧系统，恒星形成仅从15 Gyr延伸到12 Gyr。基于这些模型图，我们分析了一个假设的地面观测者可能得出的结论，即红巨星分支（TRGB）顶端上方存在一个恒星群，可以解释为一个中等年龄的人口，通过使用文献中广泛使用的两个年龄指标：i）渐近巨星分支（AGB）相位尖端的辐射热星等，以及ii）CM图中AGB与红巨星分支（RGB）恒星的比率。我们的分析表明，如果忽略观测效应，这两种方法的应用将导致在星系内部区域发现一个虚构的中年人口，那里的拥挤程度更严重。
1997-04-02 astro-ph
Near-Infrared photometry of four metal-rich Bulge globular clusters: NGC6304, NGC6569, NGC6637, NGC6638
本文报道了四个膨胀型富金属球状星团的高质量近红外测光结果，它们是：NGC 6304，NGC 6569，NGC 6637和NGC 6638。利用观测到的色-星等图，我们导出了星系团红化和距离的光度估计。我们进行了详细的分析红巨星分支，提出了一个完整的描述形态参数和进化特征（凹凸和提示）。通过使用更新的一组关系（由我们的小组出版）将金属丰度与沿红巨星分支测量的各种近红外指数联系起来，已经获得了星团金属丰度的光度估计。文中还介绍了红巨星分支凸块和尖端的检测方法，并作了简要讨论。
2005-05-05 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to Near the Main Sequence Turn Off in M5
我们目前的铁丰度和18个元素的丰度比相对于铁的样本中的恒星具有广泛的亮度范围从发光巨星恒星附近的岔道在球状星团M5。在凯克天文台使用HIRES获得的分析光谱具有高色散（R= 35，000）。我们发现，中子俘获，铁峰和α元素丰度比没有显示出与Teff的趋势，和低的分散周围的平均值之间的顶部的RGB和附近的主序列关闭到测量的精度（~0.1 dex），引力引起的重元素扩散似乎不存在于这里研究的主序列关闭附近的恒星之间。我们的工作和其他最近的研究表明，重元素的扩散被抑制在贫金属星的表面层。我们在M5的样本中检测到了从恒星到恒星的Na丰度差异，这些差异一直延伸到主序列的关闭。在其他贫金属球状星团中观察到的O和Na丰度之间的反相关性在我们的样本中没有检测到，但它可能隐藏在O丰度只有上限的恒星中。总的来说，M5的丰度比与M71的丰度比非常相似，可能除了中子捕获元素Ba之外，我们认为这种明显的差异可能是由于分析中的困难。与M71一样，α元素Mg、Ca、Si和Ti相对于Fe过量。我们对M5中25颗恒星的丰度分析结果提供了进一步的证据，证明了特定轻元素在异常低光度下的丰度变化，这是我们目前对恒星演化的理解所无法解释的。
2002-10-10 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to Near the Main Sequence Turn Off in M71: III. Abundance Ratios
我们目前的丰度比为23个元素相对于铁在一个样本的恒星具有广泛的光度范围内，从发光巨星附近的恒星，在球状星团M71。在凯克天文台使用HIRES获得的分析光谱具有高色散（R= 35，000）。我们发现，中子俘获，铁峰值和α-元素丰度比没有显示出与Teff的趋势，和低分散的平均值之间的RGB的顶部和附近的主序列关闭。α元素Mg、Ca、Si和Ti相对于Fe过量。O和Na丰度之间的反相关，在其他贫金属球状星团中观察到，在我们的样品中检测到，并延伸到主序列。在我们的样本中，在M71恒星中观察到Al和Na丰度之间的统计学显著相关性，扩展到Mv =+1.8，比M5中RGB凸起的亮度更暗。锂是变化的，正如预期的那样，Zr也可能因恒星而异。M71的丰度比似乎与Ivans等人（2001）研究的亮巨星M5非常相似，但在给定的光度下，恒星与恒星之间的变化幅度似乎较小，这可能是因为它的金属丰度较高。我们对M71中25颗恒星的丰度分析结果提供了足够的证据，表明在出乎意料的低光度下丰度会发生变化，从而排除了混合情况。无论是单独的，还是更有力的，结合最近对M71恒星中C和N丰度的其他研究，在我们目前对恒星演化的理解范围内，这种丰度变化的存在无法重现。
2002-03-21 astro-ph
Physical Parameters of Hot Horizontal-Branch Stars in NGC 6752: Deep Mixing and Radiative Levitation
计算了球状星团NGC 6752中42颗热水平支星的大气参数（Teff、log g和log（He/H））。对于19颗恒星MgII和FeII线检测到铁富集的一个因素50平均相对于集群的丰度，而镁的丰度是一致的集群金属丰度。这一发现增加了越来越多的证据表明，辐射悬浮在确定蓝色HB星的物理参数中起着重要作用。事实上，我们发现铁的富集可以解释部分，但不是全部，沿着蓝色HB的极端低重力的问题。因此，本文推导的NGC 6752中温度超过11, 500 K的水平分支恒星的物理参数，最好用氦混合和辐射悬浮效应的组合来解释。
1999-04-27 astro-ph
