它们从何而来？球状星团逃逸恒星的识别

球状星团（GCs）与我们的银河系一样古老，当它们穿越银河系（MW）时，会不断有成员逃逸到场中。这些 GC 逃逸星（或逃逸者）被认为对 MW 晕有显著贡献。如果一颗恒星在很久以前就离开了其宿主 GC，化学指纹，例如氮富集，可能会揭示其起源。在这项工作中，我们旨在建立 LAMOST 最近证认的富氮场星与现有 MW GCs 之间的动力学联系。通过构建全作用量分布并结合金属丰度，我们为 15 颗富氮场星找到了 29 个潜在的 GC 前身星团。特别地，其中一些可能与 MW 的吸积事件有关。另一方面，如果一颗恒星最近通过潮汐蒸发离开其宿主 GC，它仍然保持着该星团的运动学特性。在此，我们基于它们的空间位置、自行（PMs）及其在颜色-星等图（CMDs）上的位置来识别潮汐外候选体。我们成功地在六个与盖亚-恩克拉多斯（GE）相关的 GCs（即 NGC 1851、NGC 1904、NGC 6205、NGC 6341、NGC 6779、NGC 7089）附近识别出超过 1600 个潮汐外候选体。潮汐外候选体的密度图被证实是发现潮汐外结构的有效方法。在内边界相反方向上可能出现的两个密度峰是长恒星流的一个良好指标。在 95 个具有光谱视向速度和金属丰度的潮汐外候选体中，有 54 个被确认为 GC 逃逸星，因为它们与宿主 GC 具有相似的性质。这些潮汐外候选体是后续光谱观测的理想目标，因为它能极大地提高科学产出。一旦获得统计上显著数量的光谱视向速度和金属丰度，就可以仔细研究 GC 的动力学演化（例如质量损失、旋转）。