使用三维流体动力学模拟对半人马座Omega的化学演化进行建模

我们提出了一个关于球状星团半人马座Omega的流体动力学和化学模型，假设它是一个古老矮椭球星系的残余，该星系的主体大约在100亿年前被我们的银河系瓦解并吸积。我们强调了II型和Ia型超新星在假定母矮椭球星系内部区域的化学增丰中所扮演的截然不同的角色。II型超新星相当均匀地污染星际介质，而Ia型超新星的抛射物可能被限制在致密的气体团块内，直到后续的II型超新星爆发将它们扩散开来。在此类团块中形成的恒星，其α元素与铁元素的比率低于在其他地方形成的恒星。由于Ia型超新星的不均匀污染，中心区域恒星的金属分布与该矮星系主要星族的分布有显著差异，并与在半人马座Omega中观测到的分布相似。这种不均匀混合也导致了富铁且[α/Fe]比率偏低的恒星在径向上的分离，正如在一些矮椭球星系中所观测到的那样。假设星形成历史约为15亿年，我们的模型成功地再现了在半人马座Omega中观测到的铁和钙分布，以及在经验[α/Fe]与[Fe/H]关系图上观测到的主要特征。最后，我们的模型再现了颜色-星等图的整体展宽，但未能再现SGB-a的形态和主序的双重形态。然而，不均匀的污染减少了对显著增强的氦丰度的需求，以解释蓝色主序的异常位置。未来需要进一步的模型来考虑母矮星系与银河系的动力学相互作用以及AGB星污染的影响。