红巨星次分支为何及其位置
天体物理学
2009-10-31 v1
摘要
基于详细的人口合成模型，最近有人声称，复合星系中红巨星在颜色-光度图(CMD)中的分支应呈现向下延伸至主分支下约0.4 mag的扩展。此特征由恰好足够使其点燃非退化条件下氦的恒星组成。在本文中，我们对该特征的起源与性质进行更深入的探讨。首先，我们将分支的理论模型与不同年龄和金属化学的星团数据进行比较，基本上确认了预测的行为。我们随后细化了前述模型，以显示：(i) 在金属丰富星系的CMD中，暗淡扩展应与主分支清晰分离，定义为独立的次分支。(ii) 在包含约1 Gyr年龄星且平均金属化学大于约Z=0.004的所有星系中，都应存在。(iii) 如果星系在其演化后期约1 Gyr内的星形成率有所增加，则次分支相对于主红色分支应尤为显著。事实上，来自Hipparcos数据以及目前已观测到的某些LMC场的CMD中，都观察到类似模型预测的次分支。也有多种原因说明此次分支可能在其他星系CMD中缺失或隐藏（例如光度误差或差别吸收大于0.2 mag）。尽管如此，此结构可能为局部星系群的星形成历史提供重要约束。我们也讨论了次分支恒星的固有光度变化与分散，这可能限制其作为绝对或相对距离指示器的用途。
引用
@article{arxiv.astro-ph/9901319,
title = {A secondary clump of red giant stars: why and where},
author = {Leo Girardi},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/9901319},
year = {2009}
}
备注
20 pages with 11 figures, submitted to MNRAS