欧米伽星团中巨星与亚巨星的丰度差异

我们基于 CaII 红外三角线对银河星系 globular 星团欧米伽星团（omega Centauri）中的巨星进行光谱丰度和径向速度测量。观测样本包括：234 颗位于 M_V = 1.25 的星系树枝上、径向距离在 8-23 弧分处的星，以及 145 颗位于 M_V = -1.3、径向距离在 3-22 弧分处的星。以往的金属丰度研究发现金属丰度分布呈非高斯分布，包含金属富星尾部。我们确认了这些结果，但我们的无偏金属丰度分布显著较窄。其包含以下关键特征：(1) 无极金属贫星，(2) 金属贫分布急剧上升至模式 [Fe/H] 值为 --1.70，符合在 0.07 dex 水平下解析不出的均匀金属丰度，(3) 向更高金属丰度的尾部，星数数量超过简单化学演化模型所预测，(4) 金属丰度与半径之间存在微弱相关，即最金属富的星集中在星团核心。未解析的金属贫尾部暗示欧米伽星团形成的气体在达到星团模式金属丰度前均匀混合。因此，欧米伽星团如同其他银河 globular 星团，似乎是在富集且已混合（至模式金属丰度）的环境中形成。金属丰度梯度的微弱存在支持欧米伽星团自行富集的观点，即富集气体因气体耗散过程而沉降至星团中心。我们还指出，金属富星比星团中主要星星更为肥胖，可能在星团生命周期内通过动力学质量分离沉降至中心。