SNe and their impact during the early evolution of Type I Globular Clusters
尽管存在多个恒星星族，但球状星团（GCs）的铁成分在除少数大质量星团外的所有星团中是均匀的。因此，绝大多数超新星（SN）喷出物并没有用来形成恒星。在这里，通过半解析和数值研究，我们解决这个问题，同时考虑恒星风和超新星反馈的早期演化过程中的原始球状星团。我们计算了恒星风形成全球风的能力，这种全球风可以带走恒星形成过程中遗留下来的气体。这种全球风的最内层半径，即超级风半径$R_{SW}$，是云参数和恒星形成效率的函数。在气体完全排出（$R_{\textrm{SW}}=0$）的情况下，SN喷出物与激波加热的风合并并离开星团。另一方面，当$R_{\textrm{SW}}>0$，超新星遗迹（SNRs）成为压力限制，如果在一个临界半径$R_{\textrm{blow}}$，并混合其产品与残余气体。然而，在该中心区域之外，SNR经历井喷。在这种情况下，热化喷出物会逃离星团，使SN产物无法形成新的恒星。我们估计的金属丰度增强（$Δ\textrm{[Fe/H]}$）的剩余气体和讨论所需的条件，以产生次级恒星星族与$Δ\textrm{[Fe/H]}$的范围内观察到的大多数GC。
2021-06-03 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Globular Clusters I. Reactive Elements and Non-Metals
我们提出了一个新的化学演化模型，旨在解释球状星团（GC）恒星的化学性质。我们的模型依赖于存在的（i）一个特殊的预富集阶段，在GC的母星系与非常低的金属丰度II型超新星（SNeII），和（ii）本地化的不均匀富集从一个单一的Ia型超新星（SNeIa）和中等质量（4 7Msun）渐近巨星分支（AGB）场星。GC的形成，然后假设发生在这个化学特有的区域。因此，在我们的模型中，第一批形成的低质量GC恒星是那些具有特殊丰度的恒星（即，O耗尽和Na增强），而"正常"恒星（即，富氧和钠贫化）形成在第二阶段时，从SNeII的自污染发生和特殊的污染从前一阶段分散。在这项研究中，我们专注于三种不同的GC：NGC6752，NGC6205（M13）和NGC2808。我们证明，在这个框架内，可以构建一个模型，这是一致的（i）元素丰度反相关，（ii）同位素丰度模式，（iii）极端的[O/Fe]值观察到的NGC2808和M13，而不违反全球约单峰[Fe/H]和C + N + O的约束。
2009-02-03 astro-ph.GA
Magnetogenesis by galactic processes: impact on circumgalactic and intergalactic fields
Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学研究所）；Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 数据驱动发现中心）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology (KIPAC), Stanford University（斯坦福大学 Kavli 粒子天体物理与宇宙学研究所）
利用宇宙学磁流体动力学模拟研究宇宙磁场起源演化，在IllustrisTNG模型基础上实施磁生成方法，比较不同播种模型，发现磁场拓扑差异及反馈驱动注入的作用，还探讨了星系际介质中磁场情况及高红移约束问题。
2026-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extra-tidal stars and chemical abundance properties of two metal-poor globular clusters M53 (NGC 5024) and NGC 5053
我们利用近红外远红外光谱在两个贫金属的银河系球状星团M53和NGC 5053周围寻找潮外星。应用t-SNE算法的化学丰度和径向速度的结果识别两个孤立的恒星集团组成的星团成员星在t-SNE投影平面。随着径向速度，位置的颜色星等图，从手动化学分析和丰度的额外的选择标准，我们发现总共有73个集群成员的候选人，7个潮外星被发现超出了两个集群的潮汐半径。星团周围的潮外星倾向于沿着星团自行的主导方向，并且这些星的自行似乎也与星团的自行相一致。有趣的是，我们发现NGC 5053的一颗潮外星位于M53的南郊，这是两个星团之间潮汐相互作用的共同恒星包层的一部分。我们讨论的背景下，两个集群之间的潮汐相互作用，这颗星的性质。我们发现明显的Mg-Al双晶关系具有明显的间隙和扩展（$\sim$ 0.9 dex）的Al丰度的两个集群，和一个轻的Si丰度扩展（$\sim$ 0.3 dex）的NGC 5053。由于所有的潮外星都具有Mg增强和Al亏损的特征，它们可能是两个球状星团的第一代恒星。我们的研究结果支持M53和NGC 5053起源于矮星系，并被更多的星团人口的扩展恒星子结构所包围。
2020-08-24 astro-ph.GA
Globular cluster formation with multiple stellar populations: self-enrichment in fractal massive molecular clouds
内部化学丰度分布是银河系中球状星团的基本性质之一。为了了解这样的丰度蔓延的起源，我们用我们新的流体动力学模拟的超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的形成和反馈效应的分形结构的大规模分子云（MCs）的GC形成进行了数值研究。我们特别研究了恒星形成的气体化学污染的SNe和AGB星内的MCs具有不同的初始条件和环境。主要结果如下。多代星的GC可能是由分形MC高密度区发展而来的等级星团复合体合并而成的。SNe星和AGB星的反馈效应可以控制MCs原始气体和AGB星喷出气体形成恒星的效率。模拟的GC在中央3 pc内具有氦丰度的径向梯度。对于一个标准的初始恒星质量函数（IMF），原始MC质量需要达到10^7 Msun，这样由AGB喷出物形成的恒星的最终质量就可以达到10^5 Msun。由于AGB喷出物的恒星形成时间相当长（10^8年），因此它们的形成可以被恒星本身的SNe强烈抑制。这一结果意味着，所谓的质量预算问题是更严重的比以往任何时候都认为在GC形成的自富集的情况下。因此，第二代恒星的IMF应该是“顶光”。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy Unveils the Complex Nature of Terzan 5
我们提出了33个红巨星的化学丰度分析属于复杂的恒星系统泰山5。我们确认发现了两个具有不同铁丰度的恒星星族（Ferraro等人，2009，Nature，462，483）：一个相对贫金属的组分，[Fe/H]=-0.25 +/- 0.07 r.m.s.，另一组分的[Fe/H]=+0.27 +/-0.04 r.m.s.，超过了任何已知的银河系球状星团。这两个种群也显示出不同的[α/Fe]丰度比。贫金属组分的平均值[α/Fe]=+0.34 +/-0.06 r.m.s.，这与核心坍缩超新星（SNe）快速富集的典型情景一致。富金属组分具有[α/Fe]=+0.03 +/-i 0.04 r.m.s.，这表明形成它的气体在较长的时间尺度上受到II型和Ia型SNe的污染。这两个群体都没有显示出[Al/Fe]超过[O/Fe]反相关的证据，这通常在银河系球状星团中观察到。由于这些化学丰度模式是独特的，我们认为泰山5不是一个真正的球状星团，而是一个恒星系统，具有更复杂的恒星形成和化学富集的历史。
2010-12-09 astro-ph.GA
Detailed abundances of Red Giants in the Globular Cluster NGC~1851: C+N+O and the Origin of Multiple Populations
对分布在（v，v-y）CMD两个红巨星分支（RGB）上的球状星团NGC~1851的15颗RGB星进行了化学丰度分析。我们测定了C+N+O、Na、$α$、铁峰和S元素的丰度。我们发现，这两个RGB种群显着不同的光（N，O，Na）和S-元素含量。另一方面，它们的$α$和铁峰元素含量没有显示任何显著差异。更重要的是，两个RGB种群的总C+N+O含量没有显示出任何显着差异。我们的研究结果不支持以前的假设，即两个RGB和两个亚巨星分支的集群的起源是有关的不同内容的$α$（包括Ca）或铁峰元素，或C+N+O丰度，由于第二代被SNeII污染。
2010-08-25 astro-ph.GA
The Pulsar Population in Globular Clusters and in the Galaxy
本文综述了球状星团中脉冲星星族的一些基本性质，并与银河系盘中的脉冲星星族作了比较。GC中的中子星（NS）很可能是在高度对称的超新星（SNe）中形成的，而且似乎还在继续形成，很可能来自吸积诱导坍缩（AIC）。我回顾了许多脉冲星的发现，并讨论了一些特别好的填充GC和为什么他们是这样的。然后我讨论了一些特别有趣的物体，比如具有偏心轨道的毫秒双星（MSP），它们受到经过的恒星的严重扰动。其中一些系统，如NGC 1851 A和NGC 6544 B，几乎可以肯定是交换相互作用的结果，即，他们见证了最初创造大量MSP的过程。我还简要地回顾了年轻的GCs的存在所带来的问题（特别强调的一个子类的年轻的GCs，超高能MSP），这表明继续形成的NS在低速SNE。在最后一节中，我讨论了银河系中类似人口的可能性，并强调了一个特别有趣的案例，PSR J1903+0327，其中主要的中子星似乎已经形成了一个小速度踢和小分数质量损失。在电子捕获SNe中形成的具有初级NS的系统应该构成一个独特的低速银河系人口，在许多方面类似于GC人口。目前对银河平面的高分辨率调查应该能够清楚地检测到它。
2012-10-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
First Evidence of Globular Cluster Formation from the Ejecta of Prompt Type Ia Supernovae
最近对大麦云（LMC）中球状星团（GC）的光谱观测发现，其中一个中等年龄的GC（NGC 1718，[Fe/H]=-0.7）具有极低的[Mg/Fe]比（~-0.9）。我们认为NGC 1718是由Ia型超新星（SNe Ia）喷出物与贫金属气体（[Fe/H] <-1.3）混合形成的。所提出的方案是一致的Fe族元素，如铬，锰，镍的观测丰度。此外，还发现了渐近巨星分支星在GC形成过程中起化学富集作用的有力证据，我们认为贫金属气体的起源与小麦哲伦云外层气体盘向大麦哲伦云盘的有效气体转移密切相关。我们预计，大麦哲伦星系盘的外部包含的场星显示出明显低的[Mg/Fe]比，通过与NGC 1718相同的过程形成。
2012-04-18 astro-ph.GA
Indicatives of Early Stages of Star Formation in the Universe
Southern Federal University（南联邦大学）；Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天文台）
分析星系际云中球状星团形成条件，通过计算星系际云质量为\(10^{8}\,M_{\odot}\)时的金属富集过程，发现各阶段形成特定质量球状星团可重现分布，且超新星爆发恒星最大质量随金属度增加。
2026-07-02 astro-ph.GA
Cosmic wallflowers: the circumgalactic origins of isolated ultra-compact star clusters at $z>7$
University of Zurich（苏黎世大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
研究通过高红移气体丰富星系的环星系环境，发现形成超致密星团的机制，揭示早期星团形成与IMBH种子形成的关系。
2026-01-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Type Ia supernova feedback effects on globular clusters of different masses
INAF - OAS, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Augusto Righi", Alma Mater Studiorum - Unversità di Bologna（博洛尼亚大学阿古斯托·里吉物理与天文系）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Univerisità di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）；INFN–Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；Dipartimento di Scienza e Alta Tecnologia, Università degli Studi dell’Insubria（因苏布里亚大学科学与技术高等研究系）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰-比科卡分部）；Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗基础科学研究院）；Univ Lyon, Univ Lyon1, Ens de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂大学里昂第一大学法国高等师范学校里昂大学CNRS天体物理研究中心）
该研究通过三维流体动力学模拟探究Ia型超新星爆发对10^5–10^6 Msun年轻球状星团第二代恒星形成历史及化学性质的影响，分析不同质量、气体密度情景下的作用差异，发现其对恒星形成、He/Fe成分的调控规律及与观测的偏差。
2025-11-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Footprints in the sand: What can globular clusters tell us about NGC 4753 past?
NGC 4753是一个明亮的透镜星系（M_V约为-22.3）。由于它的低密度环境和复杂的结构，它是一个非常有趣的目标，以测试不同的透镜星系形成理论。利用Gemini/GMOS和CTIO/MosaicII图像对NGC 4753球状星团系统（GCS）进行了首次综合研究。我们的结果表明，一个相当差的GCS约1000名成员。它的方位角分布遵循星系凸起的形状。GC的颜色分布是独特的，除了蓝色和红色的，呈现出一个中间亚群。这个中间子群可以用年龄为1.5-3 Gyr和0.5-1 Zo的单个恒星星族来解释。GC比频率S_N = 1.3+/-0.15对于这类星系来说是非常低的。GC光度函数（GCLF）也是奇特的，与预期的高斯分布相比，明亮的GC过多。其下的星系体具有重要的亚结构，残留着旋臂、尘埃丝和等照度线扭曲。这一点，以及NGC 4753拥有两个Ia型SNe的事实，支持了中间GC亚群可能起源于1-3 Gyr前最近的合并。
2015-08-31 astro-ph.GA
On the Formation of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters
几乎所有的球状星团（GCs）研究到目前为止，显示出多个恒星星族的证据，形成鲜明对比的传统观点，GCs是一个单金属，同时代的恒星人口。在早期工作的基础上，我们提出了一个简单的物理模型的早期演变（几个10^8年）的GC。我们认为恒星的质量损失，II型和提示Ia型超新星，冲压压力，吸积从周围的ISM上的年轻GC自己的气藏的发展的影响。在我们的模型中，第一代恒星形成的II型超新星清除了其初始气体储层的GC。在接下来的几个10^8年里，AGB恒星的质量损失和周围ISM的物质吸积在GC的中心。这种物质必须保持相当冷（T~10^2K），但由于年轻GC中的高莱曼-维尔纳通量密度，在穿越时间不会发生灾难性的冷却。GC内的气体收集必须与来自环境ISM的冲压压力竞争。经过几十年的时间，莱曼-维尔纳光子通量密度下降了三个数量级以上，这使得氢分子和恒星得以形成。在第二代恒星形成之后，第二代的II型超新星和第一代的Ia型超新星保持了无气体的GC，从而结束了恒星形成事件的循环。我们的模型作出了明确的预测，存在或不存在多个恒星星族内GC质量和形成环境的函数GC。通过分析中等年龄的LMC星团，我们发现了一个质量阈值为10^4 Msun的证据，低于这个阈值的LMC星团似乎是真正的同时代星团。这个阈值质量是一致的，我们预测的质量在冲压压力是能够清除气体从集群在大麦哲伦星系在目前的时代。（简略）
2010-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of discrete multiple stellar populations in globular clusters
最近的观测表明，银河系中至少有几个古老的球状星团（GCs）的恒星沿Mg-Al反相关离散分布。为了讨论这一新的观测结果，我们构造了一个新的单区GC形成模型，其中初始质量函数（IMF）中的最大恒星质量（mmax）依赖于独立观测得到的恒星形成率（SFR）.我们调查的形成GC的恒星形成历史。主要结果如下。在第一代（1G）恒星形成后约3000万年，在一个特定的GC中，新的恒星可以从1G的渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物中形成。然而，第二代恒星（2G）的形成只能持续[10-20]百万年，因为2G中质量最大的SNe驱逐了所有剩余的气体。第三代（3G）恒星则是由AGB喷出物~ 30$ Myr在截断2G恒星形成之后形成的。这种恒星形成的循环，然后被SNe截断，可以继续下去，直到所有的AGB喷出物被一些物理过程从GC中清除。因此，在[Mg/Fe]-[Al/Fe]图中，GC不可避免地具有离散的多个恒星星族。我们的模型预测，低质量GC不太可能有离散的多个恒星星族，年轻的大质量星团在次级恒星形成过程中由于m_max（[20-30] M_sun）较低，可能没有大质量OB星。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A differential chemical element analysis of the metal poor Globular Cluster NGC 6397
我们目前的化学丰度在三个红巨星和两个关闭的恒星在贫金属银河系球状星团（GC）NGC 6397的基础上获得的光谱与MIKE高分辨率摄谱仪的麦哲伦6.5米粘土望远镜。我们的研究结果是基于一个线的差分丰度分析相对于研究良好的红巨星大角星和星系晕场星Hip 66815。平均值为-2.10 +/- 0.02（统计学）+/- 0.07（系统）不同的铁丰度与文献中基于GF值的其他研究非常一致。和以前一样，微分工作我们发现了一个明显偏离电离平衡的现象，Fe I和Fe II的丰度相差约0.1 dex，RGB和TO星的符号相反。α-元素的比例分别提高到0.4（RGB）和0.3德克斯（TO），我们也确认强烈的变化，在O，Na和Al/Fe丰度比。因此，其中一颗红巨星的轻元素丰度模式可以归因于早期大质量SNe II的污染。TO和RGB的丰度并没有显著的不同，可能除了镁和钛，这是，然而，被放大的模式在一个TO星，另外属于这早期一代的GC星。我们讨论了这些轻元素的GC金属丰度的函数的相互关系。
2011-06-22 astro-ph.GA
Formation of Multiple Populations in Globular Clusters: Another Possible Scenario
虽然化学成分分布现在被认为是球状星团（GC）的普遍特征，但并不是所有的球状星团都在它们的色星等图（CMD）中呈现多个种群。在这里，我们提出了一个新的情况下形成的GC，试图定性地解释这个有趣的观测框架。我们的方案将GC分为三组，这取决于原始结构（PS）的初始质量（M_I），如下所示。i）大质量PS可以保留大质量恒星喷出的气体，包括核心坍缩SNe的喷出物。ii）中等质量的PS可以保留至少一部分大质量恒星的快风，但没有核心坍缩的SNe喷出物。iii）低质量PS只能保留中等质量恒星的慢风。第一组的成员包括半人马座ω（NGC 5139），M54（NGC 6715），M22（NGC 6656）和泰山5，而NGC 2808（可能还有NGC 2419）将是第二组的成员。剩下的GC只存在轻元素的扩散，如O和Na，将是第三组的成员。根据我们的设想，欧米茄Cen中的不同成分在年龄上不应该有相当大的差异。我们认为，这与现有的观察是一致的。我们给出了支持我们的方案的其他简单的参数，可以用两个主要的分析关系来描述：i）在实际观测到的第一代和第二代恒星之间的比率（R_SG^FG）和第一代恒星的GC丢失的分数（S_L）之间; ii）在S_L和M_I之间。我们还提出了一系列未来的改进和实证检验，可能有助于决定是否提出的方案正确地描述了GC的化学演变。
2011-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition and ages of four globular clusters in M31 from the analysis of their integrated-light spectra
我们比较了M31中四个球状星团（Bol 6，Bol 20，Bol 45，Bol 50）的化学组成的结果（Maricheva M. 2021年）。M31中四个球状星团的积分光谱研究。占星术。Bull.76：389 - 404.土井：https：//doi.org/10.1134/S199034132104009X）与我们银河系和M31中具有相似年龄和化学丰度的GC的积分光光谱学以及两个星系中恒星的化学丰度的现有文献数据进行比较。簇合物和它们的文献类似物具有中等的金属丰度-1.1 <[Fe/H]<-0.75 dex和年龄（10 Gyr）。Mg、Ca和C的丰度均高于M31中GCs的[Fe/H]-1dex值。使用文献数据，我们没有找到我们银河系和M31中所研究的星系团在年龄，氦质量分数（Y）和化学成分方面的完全类似物。在[Fe/H]~（-1）dex，四个星团的α元素丰度比银河系中恒星的平均丰度高0.2 dex。我们认为，这些和M. Maricheva's（Maricheva M. 2021）关于所研究物体的金属丰度低于M31晕中红巨星的平均金属丰度以及阿尔法-它们中的过程元素对应于M31内晕中恒星的平均值，这可能表明，在我们的样本团簇形成时，M31附近的恒星形成过程是复杂的，与SNe II爆发有关的星系际介质和剧烈的恒星形成事件。
2022-03-21 astro-ph.GA
Calcium and light-elements abundance variations from high resolution spectroscopy in globular clusters
我们利用来自17个球状星团（GC）中200颗红巨星的高分辨率UVES光谱的Ca、O、Na、Al丰度，研究Lee等人（2009）发现的SN II化学富集与GC星轻元素星间变化之间的相关性。我们发现：（1）在大多数GC中，第一代和第二代恒星之间的[Ca/H]变化很小（~0.02-0.03 dex，与典型的观测误差相当）。此外，（ii）利用Marino et al.（2008）的UVES光谱，我们发现M 4中的大量红巨星样本中的Ca和Fe丰度在贫Na和富Na恒星的两个种群中是相同的。这些事实表明，在使用U带或hk指数的色星等图中看到的分离（如Han等人2009年在NGC 1851中观察到的）不是由于Ca变化。与hk变化相关的[Ca/H]的微小差异可能是由于丰度分析中的小系统效应，因为大多数贫氧/富钠（富氦）恒星的[Fe/H]比第一代恒星略大（平均为0.027 dex，由于H比下降），然后位于V，hk平面中更红的位置。虽然少数GC（M 54，omega Cen，M 22，甚至可能是NGC 1851）确实显示出不同程度的金属丰度分布，但我们的研究结果消除了核心塌陷SNe富集与Na-O关系机制之间的密切联系。
2010-01-29 astro-ph.GA
No velocity-kicks are required to explain large-distance offsets of Ca-rich supernovae and short-GRBs
爆炸瞬变的环境将它们的祖先与底层的恒星星族联系起来，为它们的起源提供了关键线索。然而，一些富钙超新星（SNe）和短伽马射线暴（sGRB）似乎位于遥远的位置，远离其宿主星系的恒星星族，挑战我们对它们的起源和/或物理演化的理解。这些发现激发了一些模型，这些模型认为，要么是大的速度反冲被赋予了它们的祖先，使它们能够传播到很远的距离并到达遥远的位置;要么是它们形成了密集的球状星团，居住在晕中。在这里，我们表明，相反，这些瞬变的大空间偏移自然解释的高度扩展的基础恒星星族在（主要是早期类型）星系晕，通常错过了，因为他们只能通过超深/堆叠图像识别的意见。因此，没有大的速度踢，也没有晕球状星团的环境是必要的，以解释这些瞬变的起源。这些发现支持白矮星上的热核爆炸，富含Ca的SNe祖细胞的起源，以及sGRB祖细胞没有/小的出生踢。由于早型星系包含较老的恒星星族，由较老的恒星星族产生的瞬变会有较大比例的早型星系宿主，因此在大偏移距处有较大比例的瞬变。这是验证了我们的结果sGRB和富钙SNe显示不同的偏移分布在早期与晚型星系。此外，一旦划分为早型和晚型星系，不同瞬变的偏移量分布是一致的。最后，我们指出，对其它瞬变过程（如Ia-SNe或FRB）的偏移分布的研究也应该同样考虑宿主星系类型。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion of pristine gas and dilution during the formation of multiple-population globular clusters
研究了由II型超新星（SNe II）提供动力的早期球状GC风与周围介质（由红移z ~> 2的恒星形成星系的气体盘组成）的相互作用。由风形成的气泡最终会从盘中破裂出来，大部分风直接移出星系，并最终消失。几乎平行于银道面移动的风的一部分在圆盘上刻了一个洞，这个洞将在SN活动结束后收缩。在SN爆炸结束和黑洞“关闭”之间的时间间隔内，极贫O星（极端星族）可以从GC中心收集的超级AGB（渐近巨星分支）喷出物中形成。一旦黑洞收缩，AGB喷出物与原始气体混合，形成氧丰度介于贫氧恒星和原始气体之间的恒星。我们表明，这种机制可以解释为什么极端人口只存在于大规模的集群，也可以产生的氦和集群质量之间的传播的相关性。最后，我们还探讨了我们提出的机制可以扩展到多个人口的情况下，表现出双峰的铁含量，与存在的两个人口的特点是一个小的差异[Fe/H]。考虑到迟发的SN II的贡献，可以得出这样的结果。
2016-07-04 astro-ph.GA
Star Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 4589 Hosting a Calcium-rich SN Ib (SN 2005CZ)
NGC 4589是一个明亮的E2合并残余星系，拥有独特的快速而微弱的富钙Ib型超新星（SN）SN 2005 cz。富钙SNe Ib的前身一直存在争议：它可能是a）一颗双星系统中的年轻大质量恒星，$\odot$为6-12 M，或者b）一颗双星系统中的老的低质量恒星，被踢出星系中心。此外，以前对这个星系的距离估计显示了一个很大的范围，从20 Mpc到60 Mpc。因此，使用档案$Hubble$ $Space$ $Telescope$ /ACS $F435W$，$F555W$和$F814W$图像，我们在NGC 4589中搜索星团，以帮助解决这些问题。我们发现一个小的人口与$25<V\leq27$（$-7.1<M_V\leq-5.1$）等和年龄$< 1$陀螺仪的年轻星团在中心区域的$R<0.5'$（$<3.8$千秒差距），从而支持SN 2005 cz的恒星祖先的情景。除了年轻的星团，我们还发现了大量的老球状星团。与文献中的结果相比，我们发现球状星团的颜色分布明显是双峰的。在蓝色（贫金属）球状星团的$V$带光度函数的营业额（织女星）的幅度被确定为$V_0{(\rm max)}=24.40\pm0.10$马格。我们推导出球状星团的总数，$N_{\rm GC} =640\pm50$，和特定的频率，$S_N =1.7\pm0.2$。通过对贫金属球状星团$M_V({\rm max})=-7.66\p…
2018-12-04 astro-ph.GA
Cold Filamentary Accretion and the Formation of Metal Poor Globular Clusters and Halo Stars
我们认为，在没有暗物质子结构存在的情况下，在高红移的大质量星系中，冷吸积可以导致在这些星系的晕中形成恒星形成团块。在某些情况下，这些团块可能是贫金属球状星团（MP GC）的诞生地。使用宇宙学模拟，我们表明，从宇宙网供给大质量星系的致密气体的狭窄流可以破碎，产生恒星形成的团块。然后，我们推导出一个分析模型的流作为晕质量和红移的函数的属性，并评估当这些是引力不稳定的，当这可能导致崩溃和恒星形成的晕，当它可能导致形成MP GC。对于流金属度>~1%太阳能，这可能发生在z>4.5。在z~6处，坍缩云的质量为（5-10）× 10^7 M_{sun}，平均流压为~10^6 K cm^{-3}。GC形成的条件在约0.3 R_{vir}的极端湍流“眼壁”中得到满足，在该眼壁中，反向旋转的流可以碰撞，从而驱动非常大的密度。我们的方案可以解释所观察到的MP GC的运动学和空间分布，它们的质量和金属性之间的相关性，以及GC系统和宿主晕之间的质量比。对于MW质量晕，我们推断约30%的MP GC可能以这种方式形成，其余的可能在合并中增生。我们的预测GC形成沿环星系在高红移的细丝是可测试的JWST。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical characterization of recently discovered globular clusters in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy II. Metallicities, ages and luminosities
球状星团是重建星系吸积历史的重要工具。在人马座矮星系中发现了一些新的GC，它们可以作为银河系吸积事件的探测器。我们的主要目的是通过测量其主要物理参数来表征Sgr GC系统。我们使用Via Lactea扩展巡天（VVVX）近红外数据库中的VISTA变量，结合Gaia EDR 3光学数据库，为21个新的Sgr GC构建了光学和近红外色星等图（CMD）。我们得出的金属丰度和年龄的所有目标，使用等时线拟合方法和RGB斜率和金属丰度的关系。计算了近红外和可见光下的总光度。我们构造了Sgr GC系统的金属丰度分布（MD）、球状星团光度函数（GCLF）和年龄-金属丰度关系。在新的Sgr GC样品中发现了17个富金属GC（-0.9<[Fe/H]<-0.3）和4个贫金属GC（-2.0<[Fe/H]<-1.1）。尽管我们的年龄估计是粗略的，但我们发现，贫金属GC与平均年龄约为13 Gyr的老年人群一致，而富金属GC显示出更广泛的年龄范围，在6-8 Gyr和10-13 Gyr之间。我们比较了Sgr GC系统与MW、M31和大麦云（LMC）星系的MD和GCLF。我们的结论是，大多数富金属GC位于Sgr星系的主体。我们确认，GCLF是不是一个普遍的分布，因为Sgr GCLF的峰值比MW，M31和LMC的GCLF的亮度更暗。MD显示出双峰分布，我们注意到富含金属的群体看起来像MW凸起GC。我们将我们的结果与文…
2021-07-21 astro-ph.GA
Too shy to spin? Cosmic wallflowers as proto-globular clusters
University of Cambridge（剑桥大学）；Kavli Institute for Cosmology, Cambridge (KICC), University of Cambridge（剑桥卡弗里宇宙学研究所（KICC），剑桥大学）；University of Zurich（苏黎世大学）
利用高分辨率模拟研究z~7.6的星团旋转特性，发现宇宙壁花（宇宙纤维中形成的孤立星系周系统）旋转速度较低，而盘星团旋转主导；低旋转宇宙壁花与银河系球状星团性质接近，可能是原球状星团候选体。
2026-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Statistics and Environments of Hostless Supernovae
本研究通过分析161颗无宿主超新星的光度与空间分布，发现它们多与星系团无关，且未探测到的宿主星系很可能是场星系中的恒星形成矮星系。
2024-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for the extra-tidal stars of globular clusters using high-dimensional analysis and a core particle spray code
三体相互作用可以将恒星从球状星团的核心弹射出来，使它们作为潮外星进入星系晕。虽然寻找潮外恒星对于理解星团演化至关重要，但将孤立的潮外恒星与它们的诞生星团联系起来是非常困难的。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，包括高维数据分析和粒子喷雾代码，以确定任何银河系球状星团使用M3作为一个案例研究的潮外星。使用t-随机邻域嵌入（t-SNE）和均匀流形近似和投影（UMAP）机器学习降维算法，我们首先在APOGEE DR 17数据目录中识别出一组103个潮汐外候选者，其化学丰度类似于M3恒星。为了确认每个候选人的潮汐外性质，我们介绍corespray -一个新的基于Python的三体粒子喷雾代码，模拟任何银河系球状星团的潮汐外恒星。使用盖亚EDR 3自行和APOGEE DR 17径向速度，我们采用多元高斯建模和极端反卷积，以确定更有可能与corespray模拟的M3潮汐外恒星的分布相关联的潮汐外候选者。通过这些方法，我们确定了10个新的高概率通过三体相互作用在M3产生的潮外星。我们还探讨了是否有任何我们的潮汐外候选人是一致的，通过不同的动力学过程从M3弹射。corespray的未来应用将产生更好的理解核心动力学，恒星形成的历史和球状星团的双星分数。
2022-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The true nature of Terzan 5: the most efficient "furnace" of MSPs in the Galaxy
Terzan 5是一个类似于球状星团（GC）的恒星系统，拥有已知最大的MSP种群。在ESO-VLT上使用多共轭自适应光学演示器MAD，我们最近获得了极好的（K，J-K）色星等图，该图揭示了在星等和颜色上分离良好的两个水平分支（HB）的存在（Ferraro等人，2009，Nature，462，483）。NIRSPEC@Keck的快速光谱跟踪表明，这两个种群具有（1）显着不同的铁含量（微弱和明亮HB的[Fe/H]分别为-0.2和+0.3），（2）不同的[α/Fe]丰度模式和（3）没有证据表明GC中通常观察到的Al-O反相关性。所有这些性质都表明Ter 5远不是一个真正的球状星团。相反，它经历了大量超新星（SNe）的爆炸，因此它的金属含量很高，过去应该比现在大得多，从而将SN喷出物保留在其潜在的井中。许多II型超新星也应该产生了大量的中子星（NS），这最终可以解释它异常庞大的MSP人口。
2010-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling Element Abundances in Semi-analytic Models of Galaxy Formation
我们更新慕尼黑半解析模型，L-GALAXIES的化学演化的治疗。我们的新实现包括来自恒星风、超新星II型（SNe-II）和超新星Ia型（SNe-Ia）的延迟浓缩，以及金属性相关的产量和相关超新星反馈的重新表述。考虑了两组不同的SN-II产额和三种不同的SN-Ia延迟时间分布（DTDs），自洽地追踪了11种重元素（包括O、Mg和Fe）。我们将这种新实现的结果与a）本地恒星形成星系，b）银河系盘G矮星和c）本地椭圆星系的数据进行比较。我们发现，z=0的气相质量金属丰度的关系是非常好地再现所有形式的DTD考虑，是[Fe/H]分布在银河系光盘。当使用小于或等于50%的SNe-Ia在~ 4亿年内爆炸的DTD时，银河系盘中的[O/Fe]分布最好地再现。正斜率的质量-[α/Fe]关系的本地椭圆也得到了使用这样一个小的“提示”组件的DTD时。或者，富含金属的风，驱动轻α元素直接进入环银河系介质也产生积极的斜率为所有形式的DTD和SN-II产量考虑。总的来说，我们发现，最好的模型，以匹配广泛的观测数据考虑这里应该包括一个幂律SN-Ia DTD，SN-II产量，考虑到先前的质量损失通过恒星风，和一些直接喷射的轻阿尔法元素的星系。
2013-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can supernova from runaway stars mimic the signs of absorbing `super-virial' gas?
本文提出银盘上方逃逸大质量OB星爆发的超新星抛射物可模拟高柱密度“超维里”吸收气体，并解释其高温与α增丰丰度，但覆盖比例不足0.7%。
2024-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Confirmation of Hostless Type Ia Supernovae Using Hubble Space Telescope Imaging
我们提出了深哈勃太空望远镜成像的位置，潜在的无宿主，长期褪色的Ia型超新星（SNe Ia）的低红移，丰富的星系团，在多时代附近的集群调查中确定。假设星系团光度函数（$α_d=-1.5$）有一个陡峭的暗端斜率，我们的数据包括了星系团中除$\lesssim0.2\%$以外的所有恒星质量（$\lesssim0.005\%$和$α_d=-1.0$），比我们的地面成像好10倍。四个Ia型超新星中的两个仍然没有可能的宿主星系（$M_R>-9.2$）与之关联，这证实了它们的祖先属于星团内的恒星星族。第三个Ia超新星出现在一个暗淡的盘状星系（$M_V=-12.2$）附近，它有相对较高的机会排列。一个与第四个Ia超新星爆炸位置（$M_V=-8.4$）重合的微弱的红色点源可能是一个球状星团（GC）或微弱的矮星系。我们估计了GC和矮星的局部表面密度，以表明GC更有可能，由于接近椭圆星系，但两者都不能排除。这个微弱的宿主意味着矮星系或GC中的超新星Ia速率可能会增强，但仍在以前的观测限制范围内。我们表明，我们的研究结果并不排除使用超新星Ia作为明亮的示踪剂的团内光在较高的红移，但它将是必要的，首先细化的限制，他们的速度在矮星和GC深成像的低红移，显然没有主机的超新星Ia较大的样本。
2015-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopy and photometry of the least-massive Type-II globular clusters: NGC1261 AND NGC6934
最近的工作揭示了两类球状星团（GC），称为I型和II型。II型GC的特征是由不同金属丰度的恒星组成的蓝-和红-红巨星分支，通常伴随着慢中子捕获元素（s-元素）的不同丰度。在这里，我们继续化学标记的第二类GC增加了两个最小的质量集群，NGC 1261和NGC 6934。基于光谱学和光度学，我们发现NGC 1261中的红色恒星的[Fe/H]略有增加~0.1 dex，并确认NGC 6934中的红色恒星的铁增加~0.2 dex。无论是NGC 1261还是NGC 6934都没有显示出S-元素的内部变化，这表明发生S-过程富集的GC质量阈值。我们发现了一个显着的相关性之间的额外的铁锁定在红色恒星的II型GC和现今的质量的集群。然而，大多数II型GC保留了SNe II产生的一小部分铁，低于2%; NGC 6273，M54和欧米茄半人马座是显着的例外。在附录中，我们第一次推断了位于人马座矮星系核中的GC M54中的镧的化学丰度，镧被认为是s元素的代表。红序星的[La/Fe]略增0.10 \pm 0.06 dex，与大多数II型GC的大[La/Fe]扩散形成对比。我们认为，不同的过程是负责富集铁和S-元素的II型GC。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bimodality of light and s-elements in M4 (NGC 6121)
到目前为止，所有详细研究过的球状星团（GC）都有两个或更多的恒星。理论模型表明，第二个人口是由第一代大质量恒星产生的加工物质污染的气体形成的。然而，污染者的性质是一个激烈辩论的问题。有几个候选者被提出：大质量主序星（快速旋转或双星），中等质量AGB星，或SNeII。我们研究了GC M4（NGC 6121）中的红巨星分支（RGB）恒星，以测量它们的化学特征。我们证实了Marino等人（2008）首次发现的双峰种群的存在。这两组具有不同的C、$^{12}$ C/ $^{13}$ C、N、O、Na含量，但具有相同的Li、C+N+O、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni、Zr、Ba和Eu丰度。令人惊讶的是，这两个群体的Y丰度也不同。$α$ -元素Eu和Ba没有扩散，这使得SNeII和AGB星不太可能是污染源。另一方面，大质量主序星可以通过弱s过程解释Y的双峰性。这一观点也被Rb和Pb的文献数据独立地证实。观测表明，污染物的质量在20至30 M $_{\odot}$之间。这意味着10个$÷$ 30百万年的集群的形成时间尺度。该结果对M4有效。其他星系团如NGC 1851、M22或$ω$ Cen具有不同的化学特征，可能需要其他类型的污染物。
2011-09-05 astro-ph.GA
Compact objects formation, retention, and growth through accretion onto gas-embedded white-dwarfs/neutron-stars in gas-enriched globular-clusters
对球状星团（GCs）中中子星的观测表明，超过10-20%的中子星（NS）被保留在GCs中。然而，场散射体的速度分布在GC的逃逸速度的5-10倍处达到峰值。因此，只有一小部分GC-NS应该被保留下来，即使是通过电子捕获超新星形成的低速NS。因此，太少的低速NS应该被保留在GC中，从而引起GC中的NS保留问题。在这里，我们提出了一个新的解决方案，其中大多数GC-NS的祖先是一个白矮星（WD），吸积周围的星系团内气体和形成低速NS通过吸积诱导崩溃（AIC）。GC多个恒星星族的观测结果支持了早期GC中气体富集环境的存在。据认为，在第一代恒星形成后的10 s-100 s万年，以及ONe-WD已经形成后，GCs被补充了气体，形成了第二代恒星。这种补充的气体在ONe-WD上的积聚催化了AIC过程。然后，AIC形成的NS的数量足以解释GC中保留的大量NS。类似的过程也可能驱动CO-WD产生Ia型SNe或合并并形成NS，并且类似地驱动NS到AIC和合并产生BH。此外，各种各样的气体催化的二元合并和爆炸瞬变表明，发生在AGN盘的富含气体的环境中，可以类似地，甚至更有效地，发生在GC中的第二代气体。
2022-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The peculiar Na-O anticorrelation of the bulge globular cluster NGC 6440
上下文银河系球状星团（GC）是了解银河系最早时代的重要工具，因为它们是宇宙中最古老的物体之一，可以用来追踪它的形成和演化。目前的研究使用高分辨率光谱学的许多恒星在每个大样本的GC使我们能够开发一个详细的观测图片，它们的形成和它们与银河系的关系。然而，有必要通过包括属于银河系所有主要组成部分的GC来完成这张照片，包括凸起。目的。我们的目标是对凸出的GC NGC 6440进行详细的化学分析，以确定该物体是否具有多重种群（MP），并研究其与银河系凸出和其他银河系GC的关系，特别是与凸出有关的GC，这些GC在很大程度上研究得很差。方法.利用FLAMES@UVES高分辨率光谱仪测定了NGC 6440的7个红巨星成员的恒星参数和轻元素（Na、Al）、铁峰元素（Fe、Sc、Mn、Co、Ni）、$α$ -元素（O、Mg、Si、Ca、Ti）和重元素（Ba、Eu）的化学丰度。结果我们发现平均铁含量[Fe/H]=-0.50 $\pm$ 0.03 dex与其他研究一致。我们没有发现体内铁扩散。另一方面，Na和Al表现出显着的内在扩散，但团簇没有显着的O-Na反相关性，也没有表现出Mg-Al反相关性。的$α$ -元素表现出良好的协议与膨胀场明星的趋势，虽然他们是在高α端，也高于其他GC可比的金属丰度。重元素主要由r-过程，表明SNeII的强大的贡献。化学分析表明，它的起源类似于膨胀场恒星。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new formation model for omega Centauri: the crossroad of astrophysical processes
我们研究了银河系球状星团（GC）omega Cen与多个恒星星族的形成过程，基于我们最初的流体动力学模拟，包括II型超新星（SNe II）、渐近巨星分支（AGB）恒星和中子星合并（NSMs）的化学富集。主要结果如下。在其矮星系的中心区域，质量为2 × 10^7太阳质量的致密分子云在不到几百万年的时间内可以形成[Fe/H]变化范围很大的多个恒星星族。从SNe II和AGB星喷出的气体可以很好地混合，形成具有更高He丰度（Y）和更高[Fe/H]的新恒星。富He星强烈集中在GC的中心区域，因此GC可以显示出陡峭的Y负梯度。轻元素Fe的相对比例显示双峰分布为一个给定的[Fe/H]由于恒星形成的原始气体和AGB喷出物。[La[Ba/Fe]和[Ba/Fe]在[Fe/H]~-1.5时迅速增加，然后由于Fe从SNe Ⅱ排出而下降。虽然AGB喷出物几乎可以完全保留在集群内的介质，NSM喷出物可以保留只有部分。这种保留能力的差异是在ω Cen中观察到的独特的[Eu/Fe]-[Fe/H]和[La/Eu]-[Fe/H]关系的原因。一些观测结果，如[O/Na] $-$ [Fe/H]关系和径向[Fe/H]梯度，在本模型中还不能很好地再现。
2019-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope observations of the host galaxies and environments of calcium-rich supernovae
富钙超新星对我们理解恒星系统的命运是一个重大挑战。它们比其他类型的超新星（SN）更不明亮，并且它们的演化速度更快，以揭示星云光谱，这些星云光谱由强钙线主导，而其他中间族和铁族元素的特征很弱或不存在，这在其他SNe中可以看到。引人注目的是，它们的爆炸地点也使它们有别于其他SN类型。它们的银河系偏心距分布强烈偏向于非常大的偏移量（大约三分之一的偏移量大于20 kpc），这意味着它们不会追踪其宿主的恒星光。许多解释这种极端偏移分布的建议都援引了不寻常的形成地点的必要性，例如球状星团或矮卫星星系，因此很难检测到。建立在以前的工作，试图检测附近的富钙SNe的主机系统，我们在这里提出了哈勃太空望远镜成像的5个成员的类-3表现出大的偏移量和2符合磁盘的主机。我们在所有样本的爆炸地点都没有发现潜在的来源。结合以前的工作，缺乏一个主机系统现在似乎是一个普遍存在的功能之间的Ca丰富的SNe。在这种情况下，偏移分布最容易被解释为在爆炸之前已经行进了相当长距离的高速祖系统的特征。
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
HERBS II: Detailed chemical compositions of Galactic bulge stars
这项工作探讨了银河系隆起的详细化学使用的HERMES光谱仪的英澳望远镜。本文给出了832颗红巨星分支星和团簇星在纬度$b=-10^{\circ}, -7.5$和$-5^{\circ}$的13种元素的丰度比。我们的研究结果表明，没有丰度比随纬度变化显着。我们还观察到{ \color{red}盘状} [Na/Fe]丰度比，这表明凸起不包含氦增强的人口中观察到的一些球状星团。因此，氦增强并不是在隆起中观察到的双红团的可能解释。我们确认，主要是遵循在磁盘中观察到的丰度趋势的凸起星。然而，这种相似性并没有在所有元素和金属丰度制度中得到证实。在[Fe/H] $\lesssim -0.8$的更多贫金属的凸起人口是增强的核心塌陷超新星（SNeII）相关的元素。此外，[La/Eu]丰度比表明更高的$r$ -过程的贡献，并可能更高的恒星形成相比，磁盘的凸起。这突出了凸起的复杂演变，这应该进一步研究，无论是在建模方面，还是在银河系内部的额外观测中。
2019-04-03 astro-ph.GA
CAPOS: The bulge Cluster APOGEE Survey VI. Characterizing multiple stellar populations and chemical abundances in the bulge globular cluster NGC 6569
本文基于APOGEE-2高分辨率光谱和BACCHUS代码分析了核球球状星团NGC 6569中11颗巨星，首次报告Ce和Nd丰度，并通过C-N反相关确认其多重星族，揭示其快速均匀形成历史。
2025-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Metallicity Mapping of the Ionized Diffuse Gas at the Milky Way Disk-halo Interface
针对银河系盘-晕界面电离弥散气体金属丰度测量难题，结合脉冲星色散量、紫外吸收谱联合拟合及光致电离模型开展测绘，发现金属丰度弥散大，估算了云的进出流时标，探测到超太阳丰度下落云与低金属外流云，为星系喷泉等模型提供观测约束。
2024-10-08 astro-ph.GA
Observational constraints on the origin of the elements. III. Evidence for the dominant role of sub-Chandrasekhar SN Ia in the chemical evolution of Mn and Fe in the Galaxy
晚型恒星中锰与铁的丰度比在很宽的金属丰度范围内对铁族元素的天体物理生产地点有严格的限制。在这项工作中，我们调查的Mn在银河系的化学演化使用高分辨率的光谱观测的恒星在银河系盘和晕星，以及一个样本的球状星团。我们的分析表明，局部热力学平衡（LTE）导致Mn I和Mn II线的电离平衡的强烈不平衡。锰我生产系统（高达0.6德克斯）较低的丰度相比，锰II线。非局部热力学平衡（NLTE）辐射转移满足整个金属丰度范围内的电离平衡，-3 < [Fe/H] <-1，导致元素两个电离阶段的丰度一致。我们比较了NLTE丰度与银河系化学演化模型计算使用不同来源的Ia型和II型超新星（SN Ia和SN II）产量。我们发现，一个很好的适合我们的观察，可以通过假设一个显着的（~ 75%）部分的超新星Ia干从一个sub-Chirasekhar（子Ch）通道。虽然这一比例大于早期研究中发现的比例（约50%），但我们注意到，我们仍然需要约25%的近Ch SNe Ia才能在[Fe/H] = 0时获得太阳能[Mn/Fe]。我们的新数据还表明，较高的SN II锰产量在低金属丰度比通常假设在文献中。
2020-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low [O/Fe] Ratio in a Luminous Galaxy at the Early Cosmic Epoch ($z>10$): Signature of Short Delay Time or Bright Hypernovae/Pair-Instability Supernovae?
本研究测得宇宙早期亮星系GN-z11的低[O/Fe]比，提出其成因可能是超新星短延迟时间或明亮超新星/对不稳定超新星的铁增丰，并支持该星系与高[N/O]球状星团的关联。
2024-10-07 astro-ph.GA
A chemical close-up of the main body of the Sagittarius dwarf galaxy
本研究利用FLAMES-UVES高分辨率光谱分析人马座矮椭球星系主体37颗红巨星的21种元素丰度，揭示其超新星增丰转变及与银河系的化学差异。
2025-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Populations of Carina. II. Chemical Enrichment
化学丰度的19个元素的样本中的63红巨星船底座矮球状星系（dSph），基于均匀的1D/LTE模型大气分析我们自己的观察（32颗恒星）和文献中的数据（另外31个独立的恒星）。（Fe）金属丰度和[ $α$ /Fe]分布函数的平均值和离散度分别为-1.59和0.33 dex（[Fe/H]范围：-2.68至-0.64），以及0.07和0.13 dex（[ $α$ /Fe]范围：-0.27至0.25）。我们证实了Venn等人（2012）的发现，即一小部分（在本研究中约为10%）的样本显示了Ia型超新星喷出物显着富集的明确证据。钙是最精确测定的α元素丰度，显示出不对称的分布，其[Ca/Fe]值在所有[Fe/H]上都较小，最显著的是超过-2.0 < [Fe/H] <-1.0，这表明Ia型SNe的喷出物与船底座每一代的环境介质不完全混合。近似的颜色幅度图年龄估计的样本，连同我们的化学丰度，与我们以前的合成CMD分析，报告的细节船底座的四个定义明确的人口的结果进行比较。我们在银河系的球状星团中寻找普遍报道的Na-O反相关，并证实这种现象在船底座中不存在。我们还发现，在我们的样本中的32颗恒星之一具有极高的锂丰度- A（Li）$_{\text{NLTE}}$ =+3.36，与Kirby等人描述的dSph1%富锂恒星的成员一致。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
