球状星团中氦富集的影响 I.基于 PGPUC 恒星演化代码的理论平面

近期对球状星团 (GC) 颜色 - 星等图 (CMDs) 的研究表明，其中一些星团拥有具有不同化学组成和/或年龄的多重星族。在第一种情况下，最常见的候选解释是初始氦丰度的弥散，但由于较冷恒星中不存在氦吸收线，而对于较热的球状星团恒星氦的重力沉降变得重要，使得该量难以通过光谱学确定。因此，必须采用间接方法来确定星族间的初始氦丰度 $Y$。出于此原因，在本系列论文中，我们研究了覆盖球状星团金属丰度范围的星族中 $Y$ 富集的影响。在第一篇论文中，我们展示了使用 Princeton-Goddard-PUC (PGPUC) 恒星演化代码计算的理论演化轨迹、等时线和零龄水平支 (ZAHB) 位置，该代码已更新为最新的输入物理参数，并与其他理论数据库进行了比较。化学组成网格覆盖 9 个 $Z$ 值（从 $Z=1.60 \times 10^{-4}$ 到 $1.57 \times 10^{-2}$）、7 个 $Y$ 值（从 $Y=0.230$ 到 $0.370$），以及 $\alpha$ 元素增强 $[\alpha/\text{Fe}]=0.3$。在等时线中可观测到的不同氦丰度的影响包括：主序 (MS) 分裂、转折点处光度 $L$ 和有效温度 $T_{\text{eff}}$ 的差异、次巨星支 (SGB) 分裂（在较低年龄或较高金属丰度下更为显著）、红巨星支下部 (lower RGB) 分裂（在较高年龄或较高金属丰度下更为显著）、红巨星支隆起 (RGB bump) 处 $L$ 的差异（$T_{\text{eff}}$ 变化较小），以及红巨星支顶端 (RGB tip) 处 $L$ 的差异。在 ZAHB 处，当 $Y$ 增加时，低 $T_{\text{eff}}$ 下的 $L$ 会增加，其受影响程度取决于所研究球状星团的年龄。最后，取决于年龄的 ZAHB 形态分布解释了为何对于较高金属丰度的球状星团，具有较高氦丰度的星族可能会隐藏在红色 ZAHB 区域。