球状星团的化学演化——II. 金属与氟

在本系列的第一篇论文中，我们提出了一个模拟球状星团化学演化的新框架。该模型基于一个假设，即星团形成于一个星际介质中，该介质由单颗Ia型超新星的抛射物和数量不等的渐近巨星支恒星的抛射物在局部富集，并叠加在一个由低金属丰度II型超新星预先富集的背景介质之上。第一篇论文将该模型应用于三个经典的中等金属丰度星团中几种反应性元素和所谓的非金属元素的观测丰度，其标志性成果是成功再现了它们许多众所周知的元素和同位素丰度异常。在此，我们扩展了最初的分析：(a) 将模型应用于更广泛的金属丰度范围（从第一篇论文中探索的3倍因子，扩展到现在的约50倍因子；即，基本上涵盖了银河系球状星团丰度的全部范围），以及(b) 纳入更广泛的化学物种，包括若干铁峰同位素、较重的α元素和氟。虽然大多数经验性的球状星团丰度趋势得以再现，但我们的模型表明，为了再现NGC 6752中观测到的趋势，需要低金属丰度（或所谓的“快速”）Ia型超新星产生比当前恒星模型预测更多的Ca、Si和Cu；同时，为了解释观测到的碳和氮之间的趋势，需要将渐近巨星支恒星的碳产量减少两倍。对主要由Ia型超新星产生的重元素同位素（包括钛、铁和镍）的观测，可以明确支持或反驳我们提出的框架。从动力学角度研究其可行性需要流体动力学模拟。