球状星团中的多星族与 Oosterhoff 周期群的起源

多星族的存在现已在银河系大多数球状星团中得到确证。鉴于这一进展，我们在此提出一个新模型，用以解释 Sandage 周期移动以及两类 Oosterhoff 群之间 ab 型天琴座 RR 变星平均周期的差异。在我们的模型中，贫金属的 II 群星团（如 M15）的不稳定带由具有增强氦和 CNO 丰度的第二代恒星（G2）占据，而富金属较多的 I 群星团（如 M3）中的天琴座 RR 变星主要由不具备这些增强特征的第一代恒星（G1）产生。不稳定带内随金属丰度变化的这种星族转移可造成两组之间观测到的周期移动，因为氦和 CNO 丰度均在增加天琴座 RR 变星周期方面发挥作用。该模型也能复现具有 Oosterhoff 中间特征（如 NGC 1851）的更多富金属星团，以及具有最长周期天琴座 RR 变星（III 群）的大多数富金属星团的存在，这是因为随着金属丰度进一步增加，富含氦的第三代及更晚代恒星（G3）进入了不稳定带。因此，对于最普遍的情况，我们的模型预测天琴座 RR 变星分别主要由 G1、G2 和 G3 产生，对应于 Oosterhoff I、II 和 III 群。