Ejection velocities of high Galactic latitude runaway stars
我们估计的高银河纬度逃逸星的人口已知的喷射速度的分布。最初的样本是从文献中选出的174颗早型星的集合。首先根据它们的演化状态对恒星进行分类，以获得96颗真正的主序星的均匀样本。它们现在的速度和飞行时间是用各种天体测量星表（包括Tycho-2，UCAC 2和USNO-B）的自行数据来估计的，而喷射速度是根据银河势通过追踪它们的轨道来计算的。所使用的潜在的构造从一个质量密度模型选择，以适应最近的观测约束。我们发现了两种不同的逃逸恒星群体的证据：一种是“高”速度群体，最大弹射速度约为400 - 500 km/s，另一种是“低”速度群体，最大弹射速度约为300 km/s。我们认为，所观察到的限制500公里/秒，所观察到的喷射速度分布的双峰是自然的后果，所谓的二元喷射机制。我们讨论了“高”速度人口和所谓的超高速恒星之间的联系，显示如何以前研究的超高速恒星是一致的，所获得的结果。我们还发现，一些恒星，曾经被认为是最好的解释是形成在晕是兼容的失控的假设，一旦自行包括在分析中。然而，所选样本中的三颗恒星似乎与银河系圆盘的喷射不一致。讨论了可能的情况，包括星系晕中可能的形成。
2010-10-18 astro-ph.SR
On the origin of high-velocity runaway stars
我们探讨的假设，一些高速逃逸恒星达到其特殊的速度在交换过程中遇到硬质量双星和一个非常大质量的恒星（无论是一个普通的50-100 Msun的恒星或更大的一个，通过失控合并的普通恒星在一个年轻的大质量星团的核心）。在这个过程中，双星的一个组成部分被引力束缚在非常大的恒星上，而第二个组成部分则被抛出，有时速度很高。我们进行了三体散射实验，发现早期的B型星（大多数中子星的祖先）可以以$\ga$ 200-400 km/s的速度（典型的中子星）喷出，而3-4 Msun星可以达到$\ga$ 300-400 km/s的速度（典型的晕晚期B型星的束缚人口）。我们还发现，喷出的恒星偶尔可以达到超过银河系逃逸速度的速度。
2009-03-24 astro-ph.SR
Supernova explosions of runaway stars and young neutron stars above the Galactic plane
本文通过追踪逃逸OB星在银河系引力势中的运动，研究其超新星爆发的空间分布，并表明高银纬中子星Calvera可能起源于逃逸OB星，同时发现高银纬处核心坍缩超新星遗迹多于Ia型超新星遗迹。
2025-06-16 astro-ph.SR
The Nature of the Hyper-Runaway Candidate HIP 60350
星系晕中的年轻大质量恒星被广泛认为是来自银河系盘的弹射事件迫使一些恒星离开它们的出生地，成为所谓的失控恒星。在这里，我们提出了一个详细的光谱和运动学分析失控的B星HIP 60350，以确定失控的情况下-超新星爆炸破坏双星系统或星团中的动力学相互作用-可能是负责HIP 60350的特殊轨道。基于非定域热力学平衡方法，对B型星18 Peg进行了高分辨率光学阶梯光谱修正，并首次进行了化学丰度差分析。这些结果与依巴谷星表中的自行一起，进一步允许对该恒星的三维运动学进行数值研究。HIP 60350的丰度与运动学预测的出生地大约一致。距离银河系中心6千秒差距。然而，他们并不排除在超新星情况下预期的α增强丰度模式的可能性。它的银河系静止坐标系速度高达530 ± 35 km/s，这是在银河系旋转方向上喷射的结果，稍微超过了标准银河系势中的本地银河系逃逸速度。因此，HIP 60350可能与银河系无关。
2010-02-09 astro-ph.SR
Hypervelocity runaways from the Large Magellanic Cloud
我们探讨了观测到的银河系超高速恒星（HVS）起源于大麦云（LMC）的可能性。配对的二进制演化代码与N体模拟的LMC与银河系的相互作用，我们预测的空间分布和运动学的LMC失控的人口。我们发现大麦哲伦星云的逃逸恒星可以以$3 \times 10^{-6}\;\mathrm{yr}^{-1}$的速率贡献银河系的HVS。这是由处于恒星演化不同阶段的恒星组成的，从主序星到渐近巨星分支的顶端。我们发现，已知的B-型HVS的运动学是一致的LMC起源。另外还有一群超高速白矮星，它们的祖先是大质量的逃逸恒星。质量更大的逃逸物本身会变成超新星，产生一个速度会被超新星反冲调制的残骸。后一种情况有一些奇特的后果，如恒星和超新星远离恒星形成区，和一个小的速度微透镜从紧凑的来源周围的光环LMC。
2017-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-velocity runaway stars from three-body encounters
我们对硬质量双星和超大质量恒星（VMS，由年轻大质量星团致密核心中的普通恒星失控合并而成）之间的动力学相遇进行了数值模拟，以探索这种动力学过程可能是高速（\geq 200-400 km/s）早期或晚期B型恒星起源的假设。我们估计了非常紧密的大质量双星和VMS（质量为\geq 200 Msun）相遇时产生的典型速度，发现所有相遇中约有3- 4%产生\geq 400 km/s的速度，而在约2%的相遇中，逃逸双星的速度超过银河系的逃逸速度。因此，我们认为高速（\geq 200-400 km/s）逃逸星和至少一些所谓的超高速星的起源可能与最紧密的大质量双星和形成于星团核心的VMS之间的动力学相遇有关。我们还模拟了紧大质量双星和单个普通50-100 Msun恒星之间的动力学相遇。我们发现，从1次到\simeq，其中4%的相遇可以产生速度为\geq 300-400 km/s的逃逸星（典型的高速晕B型恒星的束缚人口），偶尔（在不到1%的相遇中）产生超高速（\geq 700 km/s）的晚期B型逃逸星。
2009-09-27 astro-ph.SR
Abundance Analysis of the Halo Giant HD122563 with Three-Dimensional Model Stellar Atmospheres
我们提出了一个初步的本地热力学平衡（LTE）丰度分析的模板晕红巨星HD 122563的基础上一个现实的，三维（3D），时间依赖性，流体动力学模型的大气中的非常贫金属的明星。我们比较的3D分析的结果与通过一个标准的LTE分析的基础上，经典的，1D，流体静力学模型的恒星大气的丰度。由于不同的上层光球温度分层预测的1D和3D模型，我们发现大，负，3D-1D LTE丰度差异低激发OH和Fe I线。我们还发现在1D和3D分析中，从Fe I线导出的Fe LTE丰度具有较低的激发势的趋势。这种趋势可能归因于在谱线形成计算中忽略了对LTE的偏离。
2009-09-03 astro-ph.SR
The properties of dynamically ejected runaway and hyper-runaway stars
逃逸星是被观测到的具有大的特殊速度的恒星。两种机制被认为有助于逃逸恒星的喷射，都涉及双星（或更高的多重性）。在双星超新星的情况下，当它的大质量双星伴星爆炸成超新星（SN）时，逃逸恒星获得了它的速度。在另一种动力学抛射方案中，逃逸恒星是通过恒星和致密星团或星团核心中的双星之间的引力相互作用形成的。在这里，我们研究弹射情景。我们利用大量的N体模拟的大质量集群，以及分析参数，为了表征预期的逃逸恒星的喷射速度分布。我们发现，最快逃逸粒子（>~80 km/s^-1）的抛射速度分布取决于星系团中双星的分布，这与我们的解析玩具模型相一致，而速度较低的逃逸粒子的分布似乎与双星的性质无关。对于二元分离的实际对数常数分布，我们发现速度分布遵循一个简单的幂律;对于高速逃逸，Gamma（v）的变化类似于v^（-8/3），对于低速逃逸，则类似于v^（-3/2）。我们计算总的预期弹射率失控的恒星从我们的模拟大质量的集群，并探讨其质量函数和他们的二元性。逃逸恒星的质量函数偏向于高质量，并且强烈依赖于它们的速度。逃逸双星的双星数是其抛射速度的递减函数，预计不会有速度大于150 km/s的双星被抛射出来。我们还发现，速度高达数百km·s^-1的超逃逸恒星可以从星团中动态地弹射出来，但速度非常低，这并不能解释观测到的星系晕中超高速恒星的数量。
2012-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enormous Li-enhancement preceding red giant phases in low-mass stars in the Milky Way halo
采用恒定初始丰度的恒星演化模型很好地再现了大部分低质量贫金属恒星的Li丰度。然而，少数恒星具有非常高的锂丰度，没有令人信服的模型已经建立。我们报告发现了12颗非常贫金属的恒星，它们具有大量的锂，其中包括一个具有比普通物体高100多倍的锂丰度的物体，这是迄今为止已知的贫金属恒星中最大的过剩。样本分布在广泛的演化阶段，包括五个未演化的恒星，在其他元素中没有显示丰度异常。结果表明，在主序星或次巨星阶段，在一小部分低质量恒星中存在有效的Li富集过程。沿着红巨星分支的富锂恒星的广泛分布可以通过恒星演化为红巨星时发生的混合稀释表面锂来解释。我们的研究缩小了要解决的问题，以了解在低质量恒星中发现的锂过剩的起源，这表明存在未知的过程，影响红巨星阶段之前的表面丰度。
2017-12-30 astro-ph.SR
The origin of early-type runaway stars from open clusters
逃逸恒星从它们在银河系盘面中的诞生地被弹射出来，一些年轻的B型逃逸恒星被发现以超过逃逸速度的速度从平面上飞行了几十千秒差距。年轻的疏散星团是一个可能的起源地，而喷射可能是通过N体相互作用或双超新星爆炸。盖亚天体测量的优良品质为研究年轻失控恒星的运动学开辟了道路，其精度如此之高，以至于可以唯一地确定开放星团的起源地。我们开发了一种有效的最小化方法来计算两个或多个对象是否可能来自同一个地方，我们对猎户座离家出走的样本进行了测试。我们的拟合过程，然后被用来计算已知的逃逸恒星的轨迹，我们使用盖亚数据和更新的径向速度。我们发现，只有一半的样本可以被归类为离家出走，而其他人是出走的明星。大多数后者的恒星被证明是双星。我们确定母集群失控的基础上，他们的轨迹，然后使用集群的年龄和飞行时间的恒星，以调查是否可能是由于一个双超新星或由于动态喷射喷射。特别是，我们表明，经典的逃逸AE御夫座和$μ$ Columnoid可能没有一起起源，与$μ$ Columnoid有一个更早的喷射从Collinder 69，一个集群附近的ONC。研究的第二个样本包括一组遥远的失控的B星的晕，已仔细研究了定量光谱分析。我们能够确定至少四颗恒星的候选母星团，包括超逃逸候选HIP 60350。喷射事件必须非常猛烈，以高达150至400公里/秒的速度喷射恒星。
2022-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and Velocity Ellipsoid of Halo Red Giants
在本文中，我们的目标是确定的运动学性质，速度椭球，奥尔特常数使用晕红巨星的样本。这项研究主要基于SEGUE-1和SEGUE-2巡天收集的大约1583颗红巨星的空间和径向速度。我们将样本分为内晕、外晕和银道面附近的恒星三个子样本。对径向速度方程进行拟合，得到Oort常数的平均值A = 15.6 ± 1.6km·s ~（-1）kpc ~（-1），B= -13.9 ± 1.8km·s ~（-1）kpc ~（-1），角速度|A-B| = 29.5 +- 0.2 km s-1 kpc-1，如果我们取到银河系中心的距离为7.5 kpc，则旋转速度为221.25 +- 26.66 km s-1。
2019-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The K supergiant runaway star HD 137071
已知的红超巨星失控的例子很少，它们都来自质量更大的O型前体，但没有一个来自质量更低的B型前体，尽管B型恒星的失控统计数据表明K型失控恒星一定相对较多。我们研究HD 137071，一颗迄今为止被认为是正常K型红巨星的恒星。它的视差由盖亚测量和推导出的光度表明，它实际上是一个超巨星，而它的推导出的距离银道面和它的空间速度为54.1 km s $^{-1}$相对于当地标准的休息表明，它也是一个失控的明星。然而，在确定冷超巨星的三角视差时，即使是在盖亚时代，也存在固有的局限性，需要精确的光谱分类来确认。我们可靠地将HD 137071分类为K4 II恒星，建立了它的极端星族I成员资格，这与使用盖亚DR2视差测量得出的光度一致。来自盖亚DR2目录的运动学数据证实了它的高空间速度和失控性质。结合光谱分类与天体测量信息，一个国家的最先进的银河系的潜力模型，和高质量的恒星的演化模型，我们跟踪HD 137071的运动回到银道面的邻近，并推测这两个拟议的机制，生产失控的恒星可能是负责HD 137071的高速度。现有的数据支持HD 137071在一个大质量双星系统中形成，其中更大质量的伴星在大约3200万年前经历了超新星爆炸。
2020-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia and the Galactic Center Origin of Hypervelocity Stars
我们使用新的盖亚测量来探索超高速恒星巡天中最高速度恒星的起源。测量结果揭示了B型恒星的清晰模式。晕星以低于银河系逃逸速度约100公里/秒的速度支配着样本。盘状逃逸恒星的速度比银河系的逃逸速度高出100 km/s，但大多数盘状逃逸恒星都是被束缚的。速度超过银河系逃逸速度100 km/s的恒星来自银河系中心。两颗结合的恒星也可能起源于银河系中心。未来的盖亚测量将能够获得大量、干净的银河系中心喷射样本，以测量超高速恒星的大质量黑洞喷射率，并限制银河系暗物质晕的质量分布。
2018-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Building the Galactic halo from globular clusters: evidence from chemically unusual red giants
我们提出了一个光谱搜索晕场星，最初形成于球状星团。使用中等分辨率的SDSS-III/SEGUE-2光谱的561颗红巨星具有典型的晕金属丰度（-1.8 < [Fe/H] < -1.0），我们确定了16颗恒星，3%的样本，CN和CH带强度行为表明相对于其余的数据集，贫碳和增强的氮丰度。由于球状星团是唯一已知的环境中，恒星形成这种模式的非典型轻元素丰度，我们认为这些恒星是第二代球状星团的恒星已经失去了晕场通过正常的集群质量损失过程。从两代球状星团形成的理论模型外推，这一结果表明，球状星团贡献了显着数量的恒星的星系晕的建设：我们计算，最低的17%的恒星晕的质量最初形成于球状星团。CN-强恒星与CN-正常恒星的比例随着银心距离的增加而下降，这表明内晕人口可能是这些恒星的主要储存库。
2011-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Catalog of Distance Determinations for the LAMOST DR8 K Giants in the Galactic Halo
本研究发布了基于LAMOST DR8的19544颗银晕K型巨星距离星表，补充PS1测光并剔除污染后，用贝叶斯方法估算距离，精度约11%，是目前最大的银晕远距示踪天体光谱样本。
2023-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Runaway White Dwarf LP400-22 Has a Companion
本文报道了极低质量白矮星LP 400 -22的径向速度伴星的探测。白矮星的径向速度变化的半振幅为119 km/s，周期为0.98776天，这意味着伴星质量M > 0.37 Msun。光学测光法排除了主序星伴星的可能性。因此，看不见的伴星是另一颗白矮星或中子星。利用自行测量和双星的径向速度，我们发现它有一个不寻常的银河系轨道。LP 400 -22正以396 km/s的速度远离银河系中心，这很难用超新星逃逸抛射机制来解释。与银河系中心这样的大质量黑洞的动力学相互作用原则上可以解释它的奇特速度，如果它的祖先是一个由一个近距离双星和一个遥远的第三伴星组成的三星系统。在获得更好的自行之前，我们认为LP 400 -22很可能是一颗轨道非常不寻常的晕星。
2009-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
591 high velocity stars in the Galactic halo selected from LAMOST DR7 and Gaia DR2
在本文中，我们报告了591个高速恒星候选者（HiVelSC）从超过1000万光谱的数据发布7（DR 7）的大天区多目标光纤光谱望远镜和第二盖亚数据发布，在银河系静止框架的三维速度大于445公里/秒。我们发现，至少有43个HiVelSC是未绑定到银河系的逃逸概率大于50%，这个数字减少到8，如果可能的视差零点误差得到纠正。大多数这些HiVelSC是贫金属和轻微α增强的内晕星。其中只有14%的[Fe/H] >-1，这可能是在银河系初始坍缩时形成的晕中的富金属“原位”星，也可能是在盘或球中形成但运动学加热的富金属星。14%的低比率意味着大部分恒星晕是由卫星星系的吸积和潮汐破裂形成的。此外，逆行轨道上的HiVelSC的平均金属丰度略低于逆行轨道上的HiVelSC，而[Fe/H] < -1的贫金属HiVelSC的平均逆行速度比富金属HiVelSC更快。为了研究HiVelSC的起源，我们进行轨道积分并将其分为四种类型，即，超高速星、超逃逸星、逃逸星和快晕星。这591个HiVelSC的目录，包括径向速度，大气参数，盖亚天体测量参数，空间位置和速度等，可在http://paperdata.chinavo.org/LYB/lamostdr7_gaiadr2_hvs_591.csv上获得。
2020-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A high-resolution spectroscopic study of two new Na- and Al-rich field giants -- likely globular cluster escapees in the Galactic halo
恒星SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5是相对明亮的恒星，最初是作为SDSS/MARVELS预巡天的一部分被观测到的。根据它们的CH $G$ -带弱，它们与其他总共60个在晕球状星团金属丰度范围内的带一起被选中，作为HESP-GOMPA巡天（Hanle Echelle Spectrograph-银河系贫金属星巡天）的一部分，进行高分辨率光谱跟踪。这些恒星表现出典型的核合成特征，这些特征被认为是球状星团中所谓的第二代恒星的特征。轻元素反相关的Mg-Al的检测，随着Na的丰度升高。发现碳被耗尽，这与预期相符。在SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5中也发现了锂元素，其丰度与正常的晕巨星相似。这些明亮的逃逸者提供了一个独特的机会，可以详细研究球状星团的核合成事件，并揭示它们的化学富集历史。
2020-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur abundances in halo giants from the [S I] line at 1082 nm and the S I triplet around 1045 nm
它仍然是有争议的硫在晕中的银河系化学演化是否遵循恒定或平坦的趋势[Fe/H]，归因于爆炸性核合成的结果在II型SNe。本研究的目的是试图澄清这种情况，通过测量的硫丰度的样本中的晕巨星使用两个诊断; S I三重态约1045 nm和[S I]线在1082 nm。两者中的后者被认为对非LTE效应不敏感。因此，我们可以最大限度地减少不确定性的诊断使用和估计的有用性的三重硫测定晕K巨星。我们还将能够比较我们的硫丰度差异，从两个诊断与预期的非LTE的影响，在1045 nm的三重之前计算的其他人。使用安装在VLT上的光谱仪CRIRES记录了10颗K巨星的高分辨率近红外光谱。使用两种标准设置;一种覆盖S1三联体，另一种覆盖[S1]线。硫丰度分别确定与等效宽度和合成光谱的两个诊断使用定制的1D模型大气和依赖于非LTE校正从文献。研究了恒星大气中对流不均匀性的影响。我们证实了在其他工作中发现的晕星的[S/Fe]与[Fe/H]图中的平坦趋势，并且在其他一些先前的研究中没有发现[S/Fe]的分散或上升。我们发现从非LTE校正的三重态推导出的硫丰度略低于从[S I]线推导出的丰度，这可能表明非LTE校正太大。然而，考虑到3D建模，它们可能太小了。此外，我们还证明了[Si]线在[Fe/H] = -2.3的巨星中可以作为硫的诊断线。
2011-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Age-Dating Red Giant Stars Associated with Galactic Disk and Halo Substructures
银河系中绝大多数的晕星可能是由少数（$\lesssim$ 3）相对较大的矮星系吸积事件吸积而成。然而，这些事件的时间是不好的约束，主要依赖于间接的动力学混合参数或不精确的年龄测量与碎片结构的恒星。在这里，我们的目标是推断出强大的恒星年龄与银河系的子结构，更直接地约束合并的历史银河系。通过结合运动学，asteroseismic和光谱数据，在可用的情况下，我们推断恒星年龄的样本10红巨星运动学选择与恒星晕，其中一个子集与盖亚-土卫二-香肠晕子结构，并比较他们的年龄在银河系盘3红巨星。尽管这项工作确定的绝对和相对年龄存在系统性差异，但该样本中恒星的年龄排名是稳健的。将相同的可观测输入传递到多个恒星年龄测定包，我们在我们的样本8 $\pm$ 3（统计）中测量了盖亚-土卫二-香肠恒星的加权平均年龄。$\pm$ 1（系统）Gyr.我们还确定了盖亚-土卫二-香肠人口的分层年龄，在原地晕和磁盘的明星，发现盖亚-土卫二-香肠人口年龄为8.0 $^{+3.2}_{-2.3}$ Gyr。虽然我们不能区分层次人口年龄的晕或磁盘结构与我们有限的数据和样本的恒星，这个框架应该允许不同的特点，银河系的子结构，使用更大的恒星样本和额外的数据在不久的将来。
2021-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon in Red Giants in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
本文给出了银河系球状星团和矮球状星系中红巨星的碳丰度。我们的样本包括对NGC 2419，M68和M15中154颗巨星以及dSphs Sculptor，Fornax，Ursa Minor和Draco中398颗巨星的碳丰度测量。这个样本使dSph星的数量增加了一倍，测量了[C/Fe]。log（L/L_sun）~= 1.6以上，[C/Fe]比随光度的增加而减小，这可以用巨星演化过程中的深度混合来解释。在dSphs中也观察到了同样的下降，但dSphs巨星的初始[C/Fe]并不均匀。dSphs中金属丰度较低的恒星有较大的[C/Fe]比。我们假设，[C/Fe]（校正到初始碳丰度）下降与增加[Fe/H]由于渐近巨星分支恒星的碳产量的金属丰度的依赖性，并由于Ia型超新星在更高的金属丰度的重要性日益增加。我们还在三个dSphs中发现了11个非常富碳的巨星（之前已知的8个）。然而，我们的选择偏差排除了与银河系恒星晕中碳增强部分的详细比较。尽管如此，dSphs中[C/Fe] < +1的恒星遵循的[C/Fe]轨道与[Fe/H]轨道不同，而不是晕星。具体地说，dSphs中的[C/Fe]在低于晕中的[Fe/H]时开始下降。[C/Fe]“膝盖”的金属丰度的差异增加了来自[α/Fe]分布的证据，即晕的祖先比幸存的dSphs具有更短的化学富集时间尺度。
2015-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hypervelocity stars in the Gaia era: Runaway B stars beyond the velocity limit of classical ejection mechanisms
晕中的年轻大质量恒星被认为是来自银河系盘的逃逸恒星。可能的喷射场景是双星超新星喷射（BSE）或星团动力学喷射（DE）。超高速恒星（Hypervelocity stars，HVS）是一种极端的失控恒星，可能与银河系无关。产生它们需要强大的加速机制，如超大质量黑洞（SMBH）对双星系统的潮汐破坏。因此，HVS被认为起源于银河系中心（GC），这是已知唯一拥有SMBH的地方。第二次盖亚数据发布（DR2）提供了以前所未有的方式研究HVS的机会。我们重新审视了一些最有趣的高速恒星，也就是在前盖亚时代用哈勃太空望远镜获得的15颗自行恒星，以解开它们的起源。通过进行运动学分析的基础上修订的分光光度距离和自行从盖亚DR2，运动学特性，有助于限制这些恒星的空间起源。以前被认为是（非）束缚的恒星仍然（非）束缚在盖亚DR2天体测量所青睐的银河系势中。对于9颗恒星（5颗候选HVS加上所有4个径向速度异常值），GC至少在$2σ$置信水平上可以被排除为空间原点，这表明大部分已知的HVS是接近或超过银河系逃逸速度发射的盘状失控星。样本中最快的恒星HVS3被证实起源于大麦云云。由于我们的五颗非GC恒星的喷射速度接近或高于BSE和DE预测的上限，另一个强大的动力学喷射机制（例如，涉及中等质量黑洞等大质量微扰者）可能会在上述三种经典情况之外运行。
2018-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamics of newly identified giants with globular cluster like abundance patterns in the bulge, disk, and halo of the Milky Way
本文分析了最新版的APOGEE-2/DR 14星表和Ting等人首次发布的APOGEE丰度测定的\texttt{Payne}数据。我们确定了31个以前未被发现的贫金属巨星，在[Fe/H]和[N/Fe]定义的化学空间中具有非常高的氮水平。这些天体的APOGEE化学丰度模式显示，它们在大多数化学元素中与银河系（MW）不同。我们发现所有这些天体都有一个[N/Fe] $>+0.5$，因此在这里被确定为富氮星。对这些天体的轨道分析显示，其中少数天体具有棒/凸起的轨道特性，可能与被困在棒组件中的幸存球状星团的潮汐碎片有关。在31颗恒星中，有3颗实际上是晕闯入者，这表明在研究银河系内部发现的富N星时，晕污染并不是微不足道的，而其余的富N星与晕人口共享轨道特性。大多数新发现的群体表现出类似于所谓的\textit{second-generation}球状星团恒星的化学性质（富含铝，[Al/Fe] $>+0.5$），而其中少数人表现出较低的铝丰度，[Al/Fe] $<+0.5$，这被认为是与恒星的\textit{first-generation}化学相关，如在球状星团中所见，或者与潮汐破裂的矮星系的起源相容。
2019-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
