前主序吸积与球状星团中多星族的形成

我们研究了一种模型的可行性，该模型认为球状星团恒星之间的化学异常是由于气体吸积到低质量恒星的原恒星盘上造成的。该模型被提出作为一种减少其他模型为形成多代恒星所需的大初始星团质量的方法。我们在数值上追踪了吸积恒星的演化，并表明种子恒星的结构在整个吸积阶段期间并不保持完全对流。核心中显示离散氦丰度的恒星种群（似乎存在于某些星团中）只有在吸积发生在恒星核心变为辐射层之前（2-3 Myr 内）或者触发热盐不稳定性以在吸积阶段结束后实现完全混合时，才可能通过这种机制形成。我们还表明，吸积结构中的锂丰度在通过吸积不同质量获得的相同质量恒星中可能变化几个数量级。此外，能够提供从恒星中心向下均匀氦分布的相同热盐混合，会破坏包层中幸存的任何锂，因此氦的均匀性和锂的幸存都要求吸积阶段限制在星团演化的最初几百万年内。如此短的吸积阶段极大地减少了可用 processed matter 的数量，并重新引入了对原星团极其巨大初始质量的要求。