Blue straggler stars beyond the Milky Way. II. A binary origin for blue straggler stars in Magellanic Cloud clusters
利用多通带哈勃空间望远镜图像分析了24个麦哲伦星云星团中的蓝离散星（BSS）。我们编译了一个同构BSS数据库，包含传统和进化的BSS。我们发现了一个次线性相关的集群核心中的BSS的数量和集群的核心质量，其特征在于由幂律指数$0.51\pm 0.07$。对于低恒星碰撞率，质量标准化的BSS的数量只依赖于弱（或可能根本不）的碰撞率，这意味着二进制驱动BSS形成通道占主导地位。与模拟结果的比较表明，恒星碰撞的贡献不到20%的BSS形成的总数。进一步的测试，包括分析BSS的特定频率和它们在更大的星团半径下的种群数量，表明双星相互作用可能是它们的主要形成通道，暗示了星团的双星比例和它的核心质量之间的反相关性。
2018-06-13 astro-ph.SR
Evolutionary history of four binary blue stragglers from the globular clusters ωCen, M55, 47 Tuc and NGC 6752
上下文球状星团中蓝离散星的起源和演化至今仍有争议。目的。本研究的目的是再现四个不同的集群，其中全球参数的精确值是已知的四个二进制蓝离散的演化历史。方法.利用我们之一（KS）提出的冷密近双星演化模型，找到了所有被研究的双星的祖先，并将它们的参数演化为目前的观测值。结果结果表明，蓝离散双星的前身星是周期为几天的冷密近双星，其质量较大的伴星通过内部临界Roche面的质量转移，使质量较小的伴星返老还童，从而转变为蓝离散双星。ωCen的V209参数表明该双星富含氦。这是该星系团中存在富氦亚族的一个独立而有力的证据。
2016-10-07 astro-ph.SR
A Binary Origin for Blue Stragglers in Globular Clusters
球状星团中的蓝色离散星是异常巨大的恒星，它们应该在很久以前就从恒星主序星演化出来了。有两种已知的过程可以产生这些物体：直接恒星碰撞和双星演化。然而，这些进程的相对重要性仍不清楚。特别是，在一个给定的星团中发现的蓝离散星的总数似乎与预测的碰撞率无关，这为双星演化模型提供了间接的支持。然而，许多星团中蓝离散星的径向分布是双峰的，有一个占主导地位的中心峰：这被解释为碰撞确实主导了蓝离散星的产生，至少在高密度的星团核心。在这里，我们报告说，有一个明确的，但亚线性，相关性之间的数量发现的蓝色离散的星团核心和包含在它的总恒星质量。从这一点，我们得出结论，大多数蓝色离散，即使是那些发现在星团核心，来自双星系统。然而，母双星本身可能也受到了动力学碰撞的影响。这可能是调和迄今为止发现的所有看似矛盾的结果的关键。
2009-01-15 astro-ph.SR
Formation Channels for Blue Straggler Stars
在本章中，我们考虑了蓝离散星的两种形成途径：1）两颗单星通过碰撞合并，2）通过双星内部的质量转移产生。我们回顾如何计算机模拟表明，恒星碰撞可能会导致相对较小的质量损失，从而有效地产生一个年轻的人口更大质量的恒星。碰撞产生的蓝色离散星的数量将随着星团质量的增加而增加。我们回顾了如何从原始双星产生的蓝离散星目前的人口减少，增加集群质量。这是因为在最大质量的星团中，与第三颗恒星的交换会减少包含接近当前关闭质量的主星的双星的比例。相反，它们的主星往往质量更大，并且已经从主星序演化出来，在过去填满了它们的洛希叶，经常将它们的次主星转化为蓝色的离散星（但是大约在1 Gyr之前，因此它们今天不再是蓝色的离散星）。
2014-06-13 astro-ph.SR
A mass transfer origin for blue stragglers in NGC 188 as revealed by half-solar-mass companions
在疏散星团中，所有成员几乎同时形成，蓝离散星通常被观察到比燃烧氢的主序星更明亮和更蓝，因此应该已经演化成巨星和恒星残骸。蓝离散星频率与星团双星比例、核心质量和径向位置之间的相关性表明，在疏散星团中，双星的质量转移或合并控制着蓝离散星的产生。然而，分析模型、详细的观测和复杂的N体模拟都支持恒星碰撞。在这里，我们报告说，在旧的（7 Gyr）疏散星团NGC 188的长周期双星的蓝色离散有质量约半个太阳质量的同伴，与一个令人惊讶的窄质量分布。这最终排除了碰撞起源，因为碰撞假说预测了具有显著更高质量的伴随质量分布。在等级三星合并是勉强允许的数据，但观察不赞成这一假设。这些数据与NGC 188中长周期蓝离散双星的质量转移起源非常一致，其中的同伴可能是大约半个太阳质量的白矮星。
2011-10-17 astro-ph.SR
Ecology of Blue Straggler Stars
蓝离散星（BSS）的存在，看起来比它们的兄弟更年轻，更热，更大，与恒星演化的简单图像不一致，因为这样的恒星应该在很久以前就耗尽了核燃料并演化成为冷却的白矮星。因此，BSS可能只是一些怪癖，但事实上，他们的理解需要深入了解天文学的许多不同领域，从恒星演化到星团动力学，从化学丰度到恒星星族。2012年11月，在圣地亚哥欧洲南方天文台智利总部举办了关于这一重要专题的讲习班。本次研讨会涵盖的许多主题都是由非常全面的特邀评论介绍的，提供了对该领域的独特和深刻的看法。这些评论现在已经成为有史以来第一本关于BSS的书的章节。
2014-06-16 astro-ph.SR
Contribution of primordial binary evolution to the two blue-straggler sequences in globular cluster M30
在球状星团M30中发现的两个蓝离散星序列对蓝离散星的形成机制提供了强有力的约束。我们通过双星演化研究了蓝离散双星的形成，发现双星演化对两个序列中的蓝离散双星都有贡献。蓝离散星是位于蓝序还是红序取决于质量施主对双星总光度的贡献，通常在球状星团中观测到的是一颗恒星。蓝色序列中的蓝色离散星有一个冷白矮星伴星，而大多数红色序列中的天体（$\sim 60\%$）是仍在经历质量转移的双星，但也有一些天体是供体刚刚完成质量转移（剥离核心恒星，$\sim 10\%$）或蓝色离散星（吸积体）已经从蓝色序列（$\sim 30\%$）演化出来。同时，在两个序列中发现的W UMa接触双星可以用不同的质量比来解释，即红色序列中的W UMa接触双星具有质量相当的两个组分（例如质量比$q\sim$ 0.3-1.0），而蓝色序列中的W UMa接触双星具有低质量比（例如$q<$ 0.3）。然而，如果我们假设一个二进制样本的初始参数与场的初始参数相同，则不能通过二进制布居合成来再现M30中蓝色序列的部分。这可能表明在球状星团中动力学效应对双星系统的影响是非常重要的。
2017-09-27 astro-ph.SR
J01020100-7122208: an accreted evolved blue straggler that wasn't ejected from a supermassive black hole
通过分析测光和光谱数据，发现J01020100-7122208是一颗具有逆行高偏心率轨道的演化蓝离散星，并非从银河系中心黑洞或小麦哲伦云弹出，而是过去被银河系吸积的晕星。
2021-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical age differences among coeval star clusters as revealed by blue stragglers
从动力学的观点来看，在同一宇宙时间形成的球状星团可能演化得相当不同（因为演化取决于内部环境），它们经历了各种过程，逐渐将质量比平均质量更大的恒星分离到星团中心。因此，具有相同实足年龄的星系团可能已经达到了它们动力学历史的完全不同的阶段（也就是说，它们可能具有不同的动力学年龄）。蓝离散星的质量大于主序星转折点的质量，因此必定是碰撞或质量转移事件的结果。由于它们是旧星系团中质量最大、最明亮的天体之一，因此可以用作探测动力学演化的测试粒子。在这里，我们报告的球状星团可以分为几个不同的家庭的基础上的径向分布的蓝色离散。这组对应的恒星系统达到的动力学阶段的有效排名，从而允许直接测量的集群动力学年龄纯粹从观察到的属性。
2012-12-20 astro-ph.SR
WOCS 5379: Detailed Analysis of the Evolution of a Post-Mass-Transfer Blue Straggler
蓝离散双星WOCS 5379是旧的（6-7 Gyr）疏散星团NGC 188的成员。WOCS 5379由一颗蓝离散星和一颗白矮星伴星组成，它们的偏心轨道为120天。结合轨道周期，这颗氦白矮星是红巨星先前进行质量转移的证据。详细的模型，从祖主序星二进制的系统演化，包括质量转移，使用恒星天体物理学实验模块（MESA）。这两颗恒星都是在模拟中演化出来的。WOCS 5379是一颗初始质量为1.19 $M_{\odot}$的主星，其核心变成了白矮星。第二颗恒星的初始位置是1.01 $M_{\odot}$。3亿年前，第二颗恒星完成了从供体那里接收质量，作为一颗1.20 $M_{\odot}$蓝色离散星移动到了NGC 188的关闭位置。模型的传质效率为22%。这种非保守的质量转移是足够快地扩展轨道以允许稳定的质量转移的关键。即使如此，质量转移开始于一个短暂的不稳定阶段，在此期间，一半的吸积质量被转移。随着质量的增加，次级核从辐射核演变为对流核。最后一颗蓝色离散星的内部与HR图中同一位置上的一颗2.1 Gr的1.21 $M_{\odot}$主序星非常相似。白矮星的有效温度也得到了再现，但白矮星质量的模拟值为0.33 $M_{\odot}$，小于白矮星质量的测量值0.42 $M_{\odot}$。
2020-12-15 astro-ph.SR
Stragglers of the thick disc
本研究分析APOGEE DR17巡天中的富α年轻星（YAR），证实其为年轻化的厚盘蓝掉队星，首次得到场星赫罗图的掉队星分布，并指出其元素丰度特征暗示多种形成途径。
2023-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The blue straggler population of the open clusters Trumpler 5, Trumpler 20, and NGC 2477
本文基于盖亚DR 2对疏散星团Trumpler 5、Trumpler 20和NGC 2477中的蓝离散星（BSS）进行了研究。所有的候选者都是根据他们在色星等图中的位置、他们的自行分量和视差来选择的。我们还寻找黄色的散兵游勇，即，可能是进化后的蓝掉队者我们发现Trumpler 5拥有大量的BSS人口，这使我们能够分析它们的径向分布，作为集群动力学状态的探针。将BSS分布与红巨星分支星（RGB）的分布进行比较，以评估质量分离。我们的研究结果表明，蓝掉队星是不是更集中在任何集群中的RGB星。在Trumpler 5中BSS的径向分布是平坦的。此外，使用多历元的径向速度调查进行的高分辨率光谱仪FLAMES/GIRAFFE在VLT，我们测量的径向速度的样本的离散，为了比较的平均径向速度和速度分散的集群。根据不同历元的视向速度变化，我们粗略地将这些恒星分类为可能的近周期或长周期双星。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study. XLVIII. The Hard-Binary Population of NGC 188
本文对老（7 Gyr）疏散星团NGC 188的硬双星星族进行了深入的研究。NGC 188中的主序星太阳型硬双星与银河系中的类似双星几乎无法区分。我们在NGC 188中发现了一个周期小于10^4天的全球太阳型主序星硬双星频率为29 +/-3%。对于星团中的主序硬双星，我们观察到一个对数周期分布，上升到我们的检测限，一个大致高斯偏心率分布集中在e = 0.35（对于周期长于圆化周期的双星），和二次质量分布，上升到低质量的同伴。重要的是，NGC 188蓝离散双星与NGC 188中的太阳型主序星双星有着显著不同的特征。我们观察到一个蓝色离散硬二进制频率为76 +/-19%，是主序列的三倍。蓝离散双星的偏心率-对数周期分布在99%的置信水平下与主序列的偏心率-对数周期分布不同，大多数蓝离散双星的周期为1000天，偏心率较低。这些长周期蓝离散双星的二次质量分布是狭窄的，峰值平均值约为0.5 Msun。质量转移产品的预测是最密切的符合这些NGC 188蓝色离散，其中包括三分之二的蓝色离散人口的二进制属性。此外，我们还比较了NGC 188双星与Hurley等人（2005）N体疏散星团模拟中演化出来的双星。我们发现，额外的模拟与初始条件，更好地激发观察是必要的，以适当地调查的动态演化的丰富的二进制人口在疏散星团，如NGC 188。
2012-07-10 astro-ph.SR
A study of the blue straggler population of the old open cluster Collinder 261
蓝离散星是位于恒星星族颜色星等图中一个意想不到的区域的恒星，因为它们看起来比在关闭区域的恒星更蓝更亮。它们是无处不在的，因为它们已经在银河系的场星、疏散星团和球状星团以及本星系群的其他星系中被发现。在这里，我们提出了一个研究的蓝色离散人口的老和富含金属的疏散星团科林斯261，根据盖亚DR 2数据和多时代的径向速度调查进行FLAMES@VLT。我们还分析了蓝离散星粒子数的径向分布，以探讨星系团的动力学状态。蓝离散星的候选者首先被确定为盖亚DR 2，根据它们在CMD上的位置，自行和松弛。它们的径向分布与主序星、红巨星和红团星的径向分布进行了比较，以评估质量分离。此外，他们的径向速度（和相关的不确定性）进行了比较，平均径向速度和速度分散的集群。在可能的情况下，还根据不同时期的径向速度变化识别了密近双星和长周期双星。我们还寻找黄色的散兵游勇，即，可能是进化后的蓝掉队者我们发现了53颗蓝离散星，其中6颗已经在之前的星表中被确认。在蓝离散星的径向速度测量候选者中，我们发现了一个长周期双星，五个密近双星系统，三个非变星，我们还确定了一个黄离散星。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blue Straggler Star Populations in Globular Clusters: II. Proper-Motion Cleaned HST Catalogs of BSSs in 38 Galactic GCs
利用哈勃空间望远镜的多通带多历元观测数据，给出了银河系38个球状星团中的蓝离散星（BSS）星表。我们测量精确的天体测量和相对自行的恒星在所有目标集群，并进行了随后的集群成员的选择。我们研究的准确性，我们的自行测量中心速度分散的估计，并找到很好的协议与以前的研究文献。最后，我们提出了一个同质BSS选择方法，扩展了经典的BSS选择参数空间，以更先进的BSS进化阶段。我们将这种方法应用于自行清洁GC星表，以定义自行清洁BSS目录在所有38个GC，我们公开提供，使进一步的研究和后续观测。
2016-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Today a Duo, But Once a Trio? The Double White Dwarf HS 2220$+$2146 May Be A Post-Blue Straggler Binary
对于足够宽的轨道间距{ \it a}，双星的两个成员独立演化。这意味着在宽的双白矮星（DWD）中，质量更大的WD应该总是首先产生，当它的质量更大的祖先结束了它的主序星生命时，因此应该比它的同伴更老和更冷。结合在一起的宽DWD HS 2220 $+$ 2146（$a\approx500$ AU）不符合这幅图：更大质量的WD是这对中更年轻、更热的。我们表明，这种差异是不太可能是由于过去的传质阶段或存在一个未解决的同伴。相反，我们建议，HS 2220 $+$ 2146通过一个新的宽DWD进化通道，涉及合并的内部二进制在一个分层的三重系统形成。由此产生的蓝色离散星和它的宽伴星随后独立进化，形成了今天看到的WD对。虽然我们不能排除其他的可能性，但最有可能的形成通道是内部双星合并，而两颗恒星仍然在主序星上。这为我们提供了一个诱人的可能性，即Kozai-Lidov振荡可能在内部双星的合并中发挥了作用。{ \it Gaia}可以发现数百个更宽的DWD，从而导致识别其他系统，如HS 2220 $+$ 2146。已经有迹象表明，其他WD系统可能是通过不同的，但相关的，分层的三重进化方案形成的。表征这些人口可能允许彻底测试的效率与KL振荡诱导恒星合并。
2016-07-01 astro-ph.SR
Constraints on blue straggler formation mechanisms in Galactic globular clusters from proper motion velocity distributions
对于38个银河系球状星团（GCs）的样本，我们从Simunovic & Puzia的BS星表中观测到的BS自行和质量的分布（来自等时线拟合）与理论预测的两个主要的竞争BS形成机制。这些是质量转移从一个进化的捐助者对一个主序列（MS）星在一个封闭的二元系统，并直接碰撞涉及MS星在二元遭遇。我们使用的\texttt{FEWBODY}代码进行模拟单二进制和二进制二进制的相互作用。这提供了碰撞速度和质量分布，用于与观察到的分布进行比较。大多数集群是一致的BS来自一个动态放松的人口，支持的二进制质量转移的情况。在一些星系团中，包括我们样本中所有的核后坍缩星系团，碰撞速度提供了最佳拟合。
2018-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blue straggler populations beyond the Milky Way
虽然蓝离散星（BSS）的形成通常归因于双星系统中的恒星相互作用，但对直接碰撞和缓慢恒星合并形成通道的相对重要性仍然知之甚少。我们选择了24个麦哲伦星云星团的样本，其中多通带哈勃太空望远镜图像可用于解决这个悬而未决的问题。我们编制了一个BSS数据库，包含传统和演进的BSS。我们发现一个强大的相关性之间的BSS的数量在一个集群的核心和它的核心质量，$N_{\rm BSS, core} \propto M_{\rm core}^{0.51 \pm 0.07}$，这支持的概念，BSS的形成与人口的二进制分数。在低恒星碰撞率，BSS的质量归一化数似乎不依赖于碰撞率，这意味着合并驱动的BSS形成通道占主导地位。与模拟的比较表明，恒星碰撞的贡献不到20%的BSS形成的总数。
2018-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining Mass Transfer Histories of Blue Straggler Stars with COS Spectroscopy of White Dwarf Companions
最近的研究表明，大多数老疏散星团中的蓝离散星（BSS）是通过从演化恒星到主序星伴星的质量转移形成的，从而在双星系统中形成BSS和白矮星（WD）。我们提出的限制在疏散星团NGC 188中的两个BSS-WD二进制文件的质量转移历史，使用WD温度和表面重力测量与HST COS远紫外光谱。采用基于Gaia的$1847\pm107$ pc的星系团距离，我们确定了一个系统，WOCS 4540，通过案例C质量转移形成了一个具有$T_{\text{eff}}=17000^{+140}_{-200}$ K和$\log g=7.80^{+0.06}_{-0.06}$的共核白矮星，对应于质量为$0.53^{+0.03}_{-0.03}$ $M_{\odot}$和冷却年龄为$105^{+6}_{-5}$ Myr。另一个系统，WOCS 5379，通过事例B的质量转移形成了一颗氦核白矮星，其中有$T_{\text{eff}}=15500^{+170}_{-150}$ K和一颗$\log g=7.50^{+0.06}_{-0.05}$，相当于质量为$0.42^{+0.02}_{-0.02}$ $M_{\odot}$，年龄为$250^{+20}_{-20}$ Myr。WD参数在四个不同的聚类距离假设中是一致的。我们确定可能的祖二进制系统与网格的吸积模型使用MESA，并调查这些系统是否会导致稳定或不稳定的质量传递。…
2019-08-19 astro-ph.SR
The central Blue Straggler population in four outer-halo globular clusters
利用HST/WFPC 2观测数据，我们对球状星团AM 1、波江座、Palomar 3和Palomar 4中心区域的蓝离散星（BSS）种群进行了比较研究。位于距离银河系中心RGC > 50 kpc的位置，它们（连同Palomar 14和NGC 2419）是光环中最遥远的星团。我们确定它们的色星等图和重心。这四个星团的年龄相似（10.5-11 Gyr），明显小于内晕球状星团的年龄，金属丰度也相似。通过利用宽场地面数据，我们建立了最广泛的径向密度分布，从解决这些系统的恒星计数。这些是很好地再现各向同性国王模型的相对较低的浓度。在所有球状星团中，BSS似乎比红巨星更集中地分离，这与估计的核心和半质量弛豫时间小于星团年龄一致。假设这是一个大规模分离的标志，我们得出结论，AM 1和波江座比AM3和AM4在动态上进化得更快。
2012-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The blue straggler V106 in NGC6791: A prototype progenitor of old single giants masquerading as young
我们测定了老的疏散星团NGC6791中双星V106的性质。我们确定该系统是一个蓝色的离散星系团成员，通过结合使用地面和开普勒测光和多历元光谱。发现主分量的性质是$M_{\rm p}\sim1.67 \rm M_{\odot}$，比团簇关断更重，具有$R_{\rm p}\sim1.91 \rm R_{\odot}$和$T_{\rm eff}=7110\pm100$ K。次级组件尺寸过大，并且由于其含有低质量的$M_{\rm s}\sim0.182 \rm M_{\odot}$、$R_{\rm s}\sim0.864 \rm R_{\odot}$和$T_{\rm eff}=6875\pm200$ K而过亮。我们将这颗二级恒星确定为一颗膨胀的（原）质量极低的氦白矮星。V106的这些性质表明，它代表了一个典型的阿尔戈悖论系统，它通过一个传质阶段，提供了洞察其过去的演变。我们提出了一个详细的二进制恒星演化模型的形成V106使用MESA代码，发现质量转移阶段只停止约40万年前。由于轨道周期短（P=1.4463 d），一旦当前的主星向红巨星阶段演化，另一个质量转移阶段是不可避免的。我们认为，V106将通过一个共同的信封阶段在未来1亿年的合并，成为一个单一的超大质量的巨人。高质量会使它看起来比它的真实年龄年轻，这是由星系团的性质揭示的。因此，V106可能是伪装成年轻的旧场巨星的原型祖先。
2018-09-03 astro-ph.SR
Hot Degenerate Components in Blue Stragglers: A Multi-Wavelength SED Analysis of Nine Open Clusters with Swift/UVOT
Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；Indian Centre for Space Physics（印度空间物理中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学天文台）
通过对35颗蓝离散星候选体的多波段SED分析，发现约43%存在紫外超，表明其具有热白矮星或前极低质量白矮星伴星，支持双星演化主导蓝离散星形成的观点。
2026-06-03 astro-ph.SR
A Triple Origin for Twin Blue Stragglers in Close Binaries
我们提出了一个形成机制的双蓝离散星（BS）在紧凑的双星，涉及质量转移从一个进化的外部第三同伴上的内部二进制通过一个circumbinary磁盘。我们将这种情况下观察到的双BS系统二进制7782在旧的疏散星团NGC 188，并表明，其观察到的属性自然复制的背景下提出的模型。（1）对于外第三轨道，初始轨道周期应在220天$\lesssim$ P $_{\rm out}$ $\lesssim$ 1100天之间，假设内双星的初始质量为$m_{\rm 1} = 1.1$ M $_{\odot}$和$m_{\rm 2} =$ 0.9 M $_{\odot}$，外第三轨道的初始质量为$m_{\rm 3} = 1.4$ M $_{\odot}$ .在罗氏瓣溢出后，外层恒星变成质量为0.43到0.54\的白矮星（WD），\MSun。这个WD的质量和外轨道周期之间存在相关性：更大质量的WD将在更宽的轨道上。(3)两个BS的旋转轴将彼此对准并且与外部第三WD的轨道平面对准。(4)BS的质量大致相等，与它们的初始质量无关（因为质量较低的恒星吸积最多）。因此，主要的吸积体应该被吸积物质所富集。因此，如果供体分别在红巨星或渐近巨星分支上启动洛希叶溢出，那么其中一个BS似乎会被He，C和O或s过程元素富集。(5)相对于老星系团，在银河系和年龄为$\lesssim$ 4-6 Gyr的疏散星团中，根据所提出的机制形…
2019-01-30 astro-ph.SR
An Eclipsing Binary Comprising Two Active Red Stragglers of Identical Mass and Synchronized Rotation: A Post-Mass-Transfer System or Just Born That Way?
发现等质量食双星2M0056-08，包含两颗同步自转的红簇星，通过修改恒星演化模型重现其观测特征，探讨其形成是源于质量转移还是天生如此。
2023-04-29 astro-ph.SR
Formation and Evolution of Blue Stragglers in 47 Tucanae
蓝离散星（英语：Blue stragglers，BSS）是在色星等图（英语：Color-Magnitude Diagram，CMD）中位于星团主序星关闭点（英语：Main Sequence turn-off point）上方的恒星。利用47 Tuc核的紫外（UV）观测数据，识别了CMD中的各种恒星星族，并利用它们的径向分布研究了BSS的演化和起源，得到了BSS系统质量的动力学估计。当我们将BSS按星等分为两个样本时，我们发现明亮的BSS显示出更集中的径向分布，因此质量估计更高（这些BSS系统的TO质量超过两倍），这表明起源涉及三重或多重恒星系统。相比之下，微弱的BSS不太集中，具有类似于主序（MS）双星的径向分布，这表明MS双星可能是这些BSS的祖先。将我们的数据与可见光中的可用光度数据结合起来，并使用MESA演化模型，我们计算了恒星正常演化的每个演化阶段的预期恒星数量和来自BSS演化的恒星数量。结果表明，BSS有一个后MS的演化与一个正常的恒星相同的质量和MS BSS的寿命约为200-300万年。我们还发现，在47 Tuc的渐近巨星分支（AGB）恒星的人口过剩是由于进化的BSS。
2016-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Maveric Survey: a Red Straggler Binary with an Invisible Companion in the Galactic Globular Cluster M10
本文介绍了银河系球状星团M10中射电亮双星的发现和特征。首先在卡尔G. Jansky甚大天线阵M10-VLA 1在7.4 GHz处的通量密度为$27\pm4$ $μ$ μ，无线电频谱平坦至倒置。钱德拉成像显示了一个X射线源，其$L_X \approx 10^{31}$ erg s $^{-1}$与射电源的位置匹配。这将M10-VLA 1置于静止恒星质量黑洞的射电-X射线光度相关性的散射范围内，黑洞X射线双星是对这个系统的可行解释。虽然不排除这个来源的无线电和X射线特性，但不利于将其鉴定为吸积中子星或白矮星系统。哈勃太空望远镜的光学成像和SOAR望远镜的光谱显示，该系统的轨道周期为3.339 d，并且有一个不寻常的“红色离散星”组成部分：一颗在M10红巨星分支的红色方向发现的演化恒星。这些数据还显示了吸积盘的UV/光学可变性和双峰H $α$发射特性。然而，SOAR光谱监测显示，红离散星的速度半振幅是低的。我们的结论是，M10-VLA 1最有可能是一个静态的黑洞X射线双星，而面对（$ i < $ 4 $^{\circ}$）的方向或不寻常的耀斑RS CVn型活动的二进制，并讨论未来的观测，可以区分这些可能性。
2018-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the triple origin of blue stragglers
蓝离散星（英语：Blue straggler stars，BSS）是一种被观测到比其他恒星更热、更蓝的恒星，在它们的环境中具有相同的光度。因此，它们似乎比其他恒星星族年轻得多。有两个主要的途径可以产生这样的恒星：（1）星团中恒星之间的碰撞，或者（2）原始短周期双星组成部分之间的质量转移或合并。在这里，我们建议第三种情况下，在原始（或动态形成的）分层三星中形成BSS的祖先。在这样的配置中，通过Kozai机制和潮汐摩擦的三元组的动力学演化可以诱导非常接近的内双星的形成。磁化风或恒星演化中的角动量损失可能会导致这些双星的合并（或它们之间的质量转移），并在双星（或三重）系统中产生BSS。我们研究了这一机制及其含义，并表明它可以自然地解释许多特征的BSS人口在集群中，最显着的大的二进制部分的长周期BSS双星;其独特的周期偏心率分布（典型的周期> 700天）;和这些BSS的颜色星等图中的典型位置，远离集群关闭点的主机集群。我们认为，这种情况下有一个主要的（可能占主导地位的）作用，在形成的BSS在疏散星团，并给出具体的预测BSS人口形成这种方式。我们还注意到，三重系统可能是古老椭圆星系中最明亮的行星状星云的祖先，它们可能是从BSS演化而来的。
2009-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blue Straggler Stars in Berkeley 18: A Multiwavelength Study of Their Physical Properties and Dynamical Evolution
Indian Centre For Space Physics（印度空间物理中心）；National Tsing-Hua University（国立清华大学）；Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；Kumaun University（库马恩大学）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）
利用Gaia DR3、光学-红外测光和TESS时域数据，通过高斯混合模型识别星团成员，对Berkeley 18中的蓝离散星进行多波段分析，发现其物理性质异质、中心聚集弱、碰撞率低，表明双星演化是主要形成通道。
2026-06-03 astro-ph.SR
The Distribution of Blue Straggler Stars in the Color-Magnitude Diagrams of Old Open Clusters
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
研究六个老开放星团中蓝矮星(BSS)的色-光度图分布，发现50%的BSS位于主序星末期，主要由更高质量的BSS驱动，且BSS的形成与核心氦融合有关，表明氦富集导致BSS在TAMS附近普遍存在。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study. LXXXVII. HST Ultraviolet Detection of Hot White Dwarf Companions to Blue Lurkers in M67
我们提出了我们的哈勃太空望远镜的蓝色潜伏者（BL）在M67远紫外线调查的结果。我们发现两个白矮星同伴之间的BL，这是从一个进化的同伴，在WOCS 14020和WOCS 3001的质量转移的指示的证据。白矮星的冷却年龄表明，这些系统中的质量转移分别发生在$\sim$ 300- 540百万年前和$\sim$ 600- 900百万年前。BL的旋转周期和冷却年龄与自旋上升和随后的单星自旋下降模型一致，并且二元演化模型通过高度非保守的质量传递产生了两个BL的合理演化路径。我们的结论是，BLs是低光度的类似物的经典蓝离散。
2023-01-05 astro-ph.SR
GRACES observations of young [alpha/Fe]-rich stars
我们测量了四个大质量（即，年轻）[α/Fe]丰富的红巨星使用高分辨率高S/N光谱ESPaDOns由Gemini-GRACES美联储。我们的差分分析确保我们的化学丰度与Alves-Brito等人（2010）对凸起，薄和厚盘红巨星的研究规模相同。我们确认，程序星有增强的[α/Fe]比，并略有金属穷人。除了在一个物体中富集锂之外，与整个银河系中类似金属量的巨星相比，程序星没有表现出化学丰度异常。这包括元素Li、O、Si、Ca、Ti、Cr、Ni、Cu、Ba、La和Eu。因此，没有明显的化学特征可以帮助揭示这些不寻常恒星的起源。虽然我们的新观测结果表明，只有一颗恒星（不是富含锂的天体）表现出径向速度变化，但模拟表明，我们不能排除所有四颗恒星都是双星的可能性。此外，我们发现两颗（可能是三颗）恒星显示出红外线过量的证据，表明存在碎片盘。这与这些年轻的富含α/Fe的恒星是演化的蓝色离散星是一致的，这表明它们明显的年轻年龄是合并或质量转移的结果。我们预计这些恒星的整个样本中双星的比例约为50%或更高，但环双星盘的迹象可能已经丢失，因为这些特征的时间尺度很短。需要进行径向速度监测以确认蓝离散星的来源。
2016-03-23 astro-ph.SR
2M17091769+3127589: a mass-transfer binary with an extreme mass ratio
本文给出了一个特殊的双线分光食双星系统2 M17091769 +3127589的轨道解。该解是通过同时拟合APOGEE径向速度和TESS及ASAS-SN光变曲线来确定质量和半径而获得的。该系统由一个$M=0.256^{+0.010}_{-0.006}$ $M_\odot$、$R=3.961^{+0.049}_{-0.032}$ $R_{\odot}$红巨星和一个更热的$M=1.518 ^{+0.057}_{-0.031}$ $M_\odot$、$R=2.608^{+0.034}_{-0.321}$ $R_{\odot}$亚巨星组成。用MESA演化码模拟表明，该系统可能在5.26 Gyrs前形成，其中一颗$M=1.2$ $M_\odot$是现在的红巨星，另一颗$M=1.11$ $M_\odot$是现在质量更大的亚巨星。由于罗什叶溢出的主要上升红巨星分支，更进化的“主要”（即，最初是这对恒星中质量较大的一颗）现在只有“第二颗”的六分之一。初始和当前质量比之间的这种差异是迄今为止检测到的最极端的差异之一。演化模型表明，该系统仍在进行质量转移，速率为$\dot{M} \sim 10^{-9}$ $M_\odot$/年$^{-1}$，它为一些由白矮星和蓝离散星组成的系统提供了一个演化程度较低的前体。
2021-07-23 astro-ph.SR
NLTE effects on AGB stars in 47 Tucanae
利用MPG/ESO-2.2 m望远镜的FEROS摄谱仪获得了球状星团47 Tuccino的24颗渐近巨星分支（AGB）恒星的铁丰度。结果表明，中性线的铁丰度（平均值[Fe I/H] = -0.94 +/-0.01，σ = 0.08dex）系统地低于单电离线的铁丰度（[Fe II/H] = -0.83 +/-0.01，σ = 0.05dex）。只有后者与红巨星分支（RGB）星团恒星的样本一致，其中Fe I和Fe II线提供相同的铁丰度。这一发现表明，非本地热力学平衡（NLTE）效应驱动的过电离机制存在于AGB星的大气中，显着影响Fe I线，而留下Fe II功能不变。另一方面，RGB星的电离平衡非常好，表明这些NLTE效应可能取决于演化阶段。我们讨论了这一发现的影响，既对AGB星的化学分析，并在搜索进化的蓝离散星。
2014-10-14 astro-ph.SR
Study of Integrated Far-ultraviolet Emissions from Galactic Globular Clusters using AstroSat/UVIT observations
National Institute of Technology, Rourkela（鲁尔基拉国家理工学院）；Lalit Narayan Mithila University（拉利特·纳亚恩·米提拉大学）；University of Tartu（塔尔图大学）
通过AstroSat/UVIT观测测量30个银河球状星团的整合远紫外和可见光亮度，利用FUV-V与FUV颜色-光度图和BaSTI-IAC等时线分类恒星群体，并量化其对总远紫外辐射的贡献。
2026-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Asteroseismic Scaling Relations using Eclipsing Binaries in Star Clusters and the Field
由星震学确定的恒星质量和半径的准确性是未知的！我们研究这个问题的巨星通过比较经典的测量分离食双星系统（dEBs）与开普勒任务的asteroseismic测量。对于星团，我们外推测量的dEB在关闭区域的红巨星分支和红团，我们调查的巨人作为一个合奏。对于场星，我们测量的dEB振荡的巨人组成部分。通过这些测量，可以将经典食双星分析计算出的质量和半径与小行星地震比例关系和/或其他小行星地震方法计算出的质量和半径进行比较。我们的第一个结果表明，小，但显着的经典和asteroseismic测量之间的系统差异。在这篇文章中，我们展示了我们的最新成果，并总结了目前的状况和未来的计划。我们还强调的重要性，认识到巨恒星质量不能总是翻译的年龄，因为这些未知的部分演变通过一个蓝离散阶段的质量转移在一个二元系统。根据我们在疏散星团NGC 6819和NGC 6791中的发现，我们粗略估计了有多少这样的恒星。
2016-01-07 astro-ph.SR
Chemo-dynamics and asteroseismic ages of seven metal-poor red giants from the Kepler field
在这项工作中，我们结合了来自太阳振荡，高分辨率光谱和盖亚天体测量的信息，推导出恒星年龄，化学丰度和运动学的一组七个贫金属的红巨人，并在多维的计时化学动力学空间中将它们重新排列。化学丰度比是通过经典的光谱分析，采用一维LTE大气的凯克/HIRES光谱。恒星的年龄、质量和半径是利用开普勒提供的小行星地震信息，通过网格建模计算出来的。动力学性质用Gaia EDR 3天体测量解用Galpy确定。我们的研究结果表明，低估的视差误差使盖亚的影响比不同的选择模型网格或-在恒星上升的RGB -质量损失处方更重要。这项研究中的两颗恒星被确定为可能进化的晕蓝离散星。四个对象可能是吸积银河系晕的成员，他们可能与已知的吸积事件进行了讨论。
2021-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology of the open clusters NGC 6791, NGC 6811, and NGC 6819 from nineteen months of Kepler photometry
我们研究了三个疏散星团NGC 6791、NGC 6811和NGC 6819中115颗红巨星的类太阳振荡，这些研究是基于NASA开普勒太空望远镜19个多月的光度数据。我们给出了渐近参数δν_02、δν_01和ε的星震图，它们与恒星的基本参数如质量和半径有明显的相关性。当比较星团中的恒星星族时，我们从小间距δν_02和δν_01的测量中看到了红巨星分支星质量不同的证据，也可能是红团星结构不同的证据。图中还显示了星系团NGC 6791和NGC 6819的Ensemiéchelle图和l = 0模线宽上限随Δν的变化，以及l = 0模脊宽度与恒星T_eff之间的关系。最后，我们通过测量这三个星团中53颗恒星的混合偶极模周期间隔来区分红巨星分支星和红巨星团簇星，以验证色星等图中的恒星分类。这些地震的结果也使我们能够识别一些特殊的情况下，包括演化的蓝色离散星和双星，以及恒星在后期的He核心燃烧阶段，这可能是潜在的有趣的目标，详细的理论建模。
2012-08-07 astro-ph.SR
NGC 6819: testing the asteroseismic mass scale, mass loss, and evidence for products of non-standard evolution
我们提出了一个广泛的peakbagging努力开普勒数据的$\sim$ 50红巨星在疏散星团NGC 6819。通过采用先进的时间序列和马尔可夫链蒙特卡罗技术的预处理，我们提取了数百个振荡模式的个别频率，高度和线宽。我们表明，“平均”的星震参数$δν_{02}$，从这些派生，可以用来区分红巨星分支（RGB）的恒星和红巨星团（RC）之间的恒星演化状态。质量和半径估计使用asteroseisic缩放关系，经验校正，以获得自我一致性，以及与独立的距离措施的协议，并使用更新的理论校正。显着的协议被发现，允许的巨人的演化状态被确定完全从经验修正的标度关系。我们发现NGC6819中RGB星和RC星的平均质量分别为$1.61\pm0.02\,\textrm{M}_\odot$和$1.64{\pm}0.02\,\textrm{M}_\odot$。差异$ΔM=-0.03\pm0.01\,\textrm{M}_\odot$几乎对系统学不敏感，表明RGB质量损失非常小（如果有的话）。相对于整体而言，离群的恒星揭示了可能在蓝离散阶段通过质量转移演化的超大质量成员。我们认为，KIC 4937011，一个低质量的富锂巨星，是一个集群成员在RC阶段，经历了非常高的质量损失在其演变过程中。在研究场巨星时，需要考虑这些质量过大或过小的恒星，因为无法知道这些恒星的真实年龄，目前也没有办法将它们与正常恒星区分开来。
2017-07-25 astro-ph.SR
Chemical Abundances and Dust in the Halo Planetary Nebula K648 in M15: Its Origin and Evolution based on an Analysis of Multiwavelength Data
本文利用Subaru、HST、FUSE、Spitzer和Herschel的紫外-远红外数据对球状星团M15中的贫金属富碳行星状星云K648进行了研究。我们测定了星云中10种元素的丰度。F（[F/H]=+0.96）的增强与晕PN BoBn 1的增强相当。测定了7种元素的中心恒星丰度。恒星的C/O比与复合线和碰撞激发线（CEL）的星云C/O比在误差范围内相近，而恒星的Ne/O比也与CEL的Ne/O比相近。我们发现了碳质尘埃颗粒和分子的证据，包括B类6-9微米和11.3微米的多环芳烃和广泛的11微米功能。这些谱带的特征与富C晕PNe H4-1和BoBn 1的谱带特征相似。在理论模型的基础上，确定了气体和尘埃的物理条件及其质量，即，0.048 Msun和4.95 × 10 ^{-7} Msun。观测到的化学丰度和气体质量与渐近巨星分支核合成模型预测的结果非常一致，这些恒星的初始质量为1.25 Msun，部分混合区（PMZ）为2.0 × 10 ^{-3} Msun，以及初始质量为1.5 Msun，没有PMZ的恒星。中心恒星的核心质量约为0.61-0.63 Msun。因此，K648很可能是从一个在进化早期阶段经历了合并或潮汐破坏的祖先进化而来的，并成为一个约1.25-1.5兆孙的蓝色离散体。
2015-02-10 astro-ph.SR
Structure and evolution of high-mass stellar mergers
在年轻的致密星团中，大质量恒星之间的反复碰撞可能会导致非常大质量的恒星（超过100 Msun）的形成。在过去的合并残留物的长期演化的研究主要集中在低质量的恒星（约2 Msun）之间的碰撞的背景下，蓝离散形成。大质量恒星碰撞产物的演化还没有被彻底研究过。在本文中，我们研究了一些恒星合并形成的正面碰撞的质量为5-40 Msun的恒星与一个较低质量的恒星在其演化的三个点的长期演化，以更好地了解他们的演化。我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）计算模拟恒星之间的碰撞。计算结果被简化为一维，并输入到恒星演化程序中。我们遵循随后的演变的碰撞产物通过主序列，至少直到氦燃烧的发病。我们发现，很少的氢混合到碰撞产物的核心，与以前的研究低质量恒星之间的碰撞。对于涉及演化恒星的碰撞，我们发现在合并过程中，表面氮丰度可以大大提高。大部分碰撞产物的演化过程类似于质量相同但半径和光度更大的正常恒星。然而，与氢耗尽的核心形成的碰撞产物的演化与具有相同质量的正常恒星明显不同。它们经历了一段长寿命的氢壳燃烧，接近赫兹-罗素图中的主序星带，并在核心氦燃烧的初始部分作为紧凑的蓝超巨星。
2013-07-09 astro-ph.SR
Age and helium content of the open cluster NGC 6791 from multiple eclipsing binary members. II. age dependencies and new insights
恒星结构和演化的模型可以通过测量疏散星团中分离食双星的精确参数来约束。多颗双星提供了确定这些古老恒星系统中氦丰度的方法，从而改善了对它们年龄的估计。在本系列的第一篇论文中，我们演示了如何在旧的疏散星团NGC 6791中测量多个食双星，从而对恒星模型的属性设置比以前更严格的约束，从而可能提高星团年龄的准确性和精确度。在这里，我们增加了额外的约束条件，并进行了广泛的模型比较，以确定最佳的估计集群的年龄和氦含量，尽可能多的观测约束条件。我们改进了我们的测光和纠正经验的差异红化的影响。然后，我们进行了广泛的比较的CMD和食二进制测量维多利亚和DSEP等时线估计集群参数。我们还重新分析了恒星2-17的光谱，以改善[Fe/H]约束。我们发现一个最好的估计年龄的~8.3 Gyr，同时表明，剩余的年龄不确定性是由CNO丰度的不确定性。氦的质量分数被很好地限制在Y = 0.30 \pm 0.01，从而得到dY/dZ ~ 1.4，假设存在这样的关系。在分析过程中，我们确定了蓝离散星，包括恒星2-17，并发现了它们进化的对应物存在的迹象。我们的分析支持了从星震学中发现的RGB质量损失，我们精确地确定了较低RGB上恒星的绝对质量，1.15 \pm 0.02 Msun。这将是一个重要的一致性检查详细的星团恒星的星震学。
2012-05-18 astro-ph.SR
Study of blue metal-poor stars using UVIT/AstroSat
本研究利用 AstroSat 的紫外成像望远镜观测 27 颗蓝色贫金属星，通过光谱能量分布拟合分析 BMP17 和 BMP37 的形成通道，发现 BMP37 的热伴星为正常质量白矮星，表明质量转移是其形成机制。
2023-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical estimate of post main sequence stellar masses in 47 Tucanae
我们使用质量分离的影响，不同的恒星星族的径向分布在核心的47 Tuccenda找到估计的质量的恒星在不同的后主序星演化阶段。我们采取样本的主序星（MS）从核心的47图格里克，在不同的幅度（即不同的质量），并使用这种动态过程的影响，开发的径向距离（RD）之间的关系，在累积分布达到第20和第50百分位数，和恒星质量。从这些关系，我们估计不同的MS后人口的质量。我们发现，质量保持不变的恒星经历的进化阶段之间的上部MS水平分支（HB）。通过比较HB星和低质量恒星的RD，我们可以排除在红巨星分支（RGB）阶段在接近3σ水平上的质量损失大于0.09M。渐近巨星分支（AGB）的质量稍高，这与AGB是从质量稍大的恒星演化而来的一致。AGB还显示出更多大质量恒星的污染证据，可能是蓝离散星（BSS），经历RGB阶段。由于这些对象的复杂性，我们在本文中不包括BSS，相反，对这个群体的完整分析留给了一篇配套论文。本文所描述的估算质量的过程是47 Tuc核心所独有的。
2016-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hunting for C-rich long-period variable stars in the Milky Way's bar-bulge using unsupervised classification of Gaia BP/RP spectra
富氧和富碳AGB源的分离对于它们作为局部和宇宙学距离和年龄/金属丰度指标的准确使用至关重要。我们研究使用无监督学习算法对盖亚DR 3的BP/RP光谱中的长周期变量进行化学分类。即使在存在大量星际尘埃的情况下，光谱也会分成两组，分别来自富O和富C源。鉴于这些分类，我们利用一个监督的方法来分离O-丰富和C-丰富的来源，没有BP/RP光谱，而是宽带光学和红外测光发现我们的C-丰富的分类纯度约为$95$ %。我们测试和验证的分类对其他主张的颜色分色测光的基础上。此外，我们证明了BP/RP光谱的潜力，寻找S型星或那些可能的共生源与强发射线。虽然我们的分类表明，银河棒球是主机非常少的富C长周期变星，我们确实发现了一小部分的富C恒星的周期$>250\,\mathrm{day}$是空间和运动学上一致的酒吧球成员。我们认为，所观察到的数量，空间排列，运动学和周期分布的组合不赞成年轻的贫金属恒星形成的情况下，无论是在原地或吸积主机，相反，这些恒星很可能是二进制演化的结果和已经观察到的酒吧隆起的蓝色掉队星的演化版本。
2023-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy Core with Gaia DR3: A Red Clump Distance Precise to 2%
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Whitman College（惠特曼学院）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Texas Christian University（得克萨斯基督教大学）；Maunakea Spectroscopic Explorer, Canada-France-Hawaii-Telescope（莫纳克亚光谱巡天项目，加拿大法国夏威夷望远镜）
利用Gaia DR3数据，研究银晕矮椭球星系核心与梅西尔54的距离和金属含量，发现其无分离并支持物质流入模型。
2026-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Return of the TEDI: revisiting the Triple Evolution Dynamical Instability channel in triple stars
三星系统表现出一种被称为三重演化动力学不稳定性（TEDI）的现象，其中演化中的三重星系的质量损失引发短期动力学不稳定性，可能导致恒星碰撞，交换和喷射。先前的工作表明，TEDI是银河系中恒星迎头碰撞的重要途径，大大超过了球状星团中随机碰撞的碰撞率。在这里，我们重新审视TEDI的进化途径，使用国家的最先进的人口合成方法，自洽地考虑到恒星演化和二元相互作用，以及引力动力学和扰动通过恒星在该领域。我们发现银河系TEDI引起的碰撞率的顺序为1 e-4/年，与以前的研究是基于更简化的方法。大多数TEDI引起的碰撞涉及主序星，可能产生蓝色离散星。碰撞也有可能涉及更演化的恒星，可能产生偏心的后共包络系统，以及白矮星碰撞导致Ia型超新星（尽管后者对银河系速率的贡献可以忽略不计）。在我们的模拟中，TEDI不仅是由绝热风质量损失触发的，也是由内双星中的洛希瓣溢出触发的：当施主星的质量小于吸积星时，内双星轨道变宽，触发三重动力学不稳定性。我们发现，碰撞率增加了约17%时，飞在外地考虑。除了碰撞，我们发现TEDI产生~ 1 e-4/yr的未束缚恒星，尽管没有逃逸速度超过1 e3 km/s。
2021-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
