银河系核球球状星团中的铁峰元素 Sc、V、Mn、Cu 与 Zn

球状星团是早期银河系恒星形成与化学增丰历史的示踪体。其丰度模式有助于理解化学增丰过程。其中，铁峰元素在银河系核球中迄今研究相对较少。我们推导了样本星团的铁峰元素丰度，并与核球场星及厚盘恒星比较。我们推导了五个核球球状星团（NGC 6528、NGC 6553、NGC 6522、NGC 6558、HP1）及参考厚盘/内晕星团 47 Tucanae（NGC 104）中单颗恒星的铁峰元素 Sc、V、Mn、Cu 和 Zn 的丰度。高分辨率光谱由甚大望远镜上的 UVES 光谱仪历年获取。所研究样本球状星团的金属度范围为 -1.2<[Fe/H]<0.0。V 与 Sc 似乎与 Fe 锁步变化，表明它们与 Fe 由同类超新星产生。我们发现 Mn 在贫金属星中偏少，证实其在大质量星中产出不足；Mn 相对 Fe 在较高金属度下稳步上升，源于 Ia 型超新星的金属度依赖增丰。Cu 表现为次生元素，表明其在大质量星弱 s 过程中产生。Zn 在低金属度下具类 α 行为，可用极超新星核合成解释。在富金属端，Zn 随金属度增高而下降，类似于 α 元素。