元素比值与恒星晕的形成

众所周知，绝大多数贫金属银河系晕族恒星显示出仅由大质量恒星富集的证据。近期的观测发现，对于富金属晕族恒星[Fe/H]=-1，其元素丰度模式表现出更多样化的行为，[α/Fe]比值既有高值也有低值。低值最自然地归因于Ia型超新星中铁的掺入。这些'低α'晕族恒星被解释为来自矮星系的吸积物质。然而，这些恒星位于极高能量的径向轨道上，从恒星晕的外区坠入银河系中心。我们在此证明，已知的矮星系无法重现这些观测结果。相反，这些观测结果与气体原晕碎裂为瞬态恒星形成区域相一致，其中一些区域足够致密，能够在靠近银河系中心处存活并自富集到相对较高的金属度。那些探测外晕的区域经历了足够长时间的恒星形成，以纳入Ia型超新星的抛射物。盘星和晕星元素比值中'II型平台'的值相等，这意味着富集早期盘和晕的大质量恒星具有相同的初始质量函数。然而，这些样本所揭示的晕与盘之间的化学富集历史存在不连续性，这与基于角动量考虑的先前推断一致。