银河系球状星团的就地形成与吸积起源：一种新分类方法及其对星团形成的启示

我们提出了一种对就地形成与吸积的球状星团（GCs）进行分类的新方案。该方案利用总能量 $E$ 和轨道角动量的 $z$ 分量，并使用 [Al/Fe] 丰度比进行校准。我们证明这种分类得到了具有不同空间、运动学和化学丰度分布的 GC 族群。就地形成的 GCs 分布在星系中心 10 kpc 内、与银河系盘对齐的扁平构型中，而吸积的 GCs 具有较宽的距离分布和接近球形的空间分布。就地与吸积的 GCs 具有不同的 $\rm [Fe/H]$ 分布，其中著名的双峰性仅存在于就地形成 GCs 的 metallicty 分布中。此外，吸积与就地形成的 GCs 在 $\rm [Al/Fe]-[Mg/Fe]$ 丰度比平面上分离良好，并在年龄--$\rm [Fe/H]$ 平面上遵循不同的序列。我们分类中的就地形成 GCs 显示出清晰的盘自转加速特征——在中位数 $\rm [Fe/H]\approx -1.3\div -1$ 处中位数 $V_\phi$ 的增加，类似于就地场星中的自转加速。该特征标志着银河系盘的形成，根据 GC 年龄，其发生于约 $11.7-12.7$ 亿年前（或 $z\approx 3.1-5.3$）。因此，金属丰度 $\rm [Fe/H]\gtrsim -1.3$ 的就地形成 GCs 诞生于银河系盘中，而金属丰度更低的就地形成 GCs 诞生于星系演化早期、湍动的盘前阶段，并是其 Aurora 恒星成分的组成部分。