極限速度の星の化学組成

極限速度は中間質量ブラックホールにより加速された説が有力かと思っていたら銀河系に引き寄せられた矮小銀河から取り込まれた天体もある。以下、機械翻訳。
極限速度の星の化学組成
（2022年2月24日受領）
AASジャーナルに投稿
概要
銀河系で最速の星の起源についてはほとんど知られていません。天の川の理解と周囲の矮小銀河の化学進化の歴史は、私たちがの化学組成を使用することを可能にします
星はその起源を調査し、星がその場で形成されたのか、付着したのかを言います。しかし
最速の星である超高速星は若くて巨大であり、それらの化学組成はまだです。分析されました。巨大な若い星の化学組成を分析することは困難ですが、私たちは
後期型の星の分析に精通しています。高解像度のARCES/3.5mApacheを使用しました
ポイント天文台、15の後期型超高速の化学的詳細を研究するためのMIKE/Magellanスペクトル
スター候補。 Gaia EDR3位置天文学と分光学的に決定された視線速度を使用して、
範囲が274〜520 km/sで、平均値が381km/sの合計速度が見つかりました。したがって、
私たちのサンプル星は、超高速星として分類されるほど速くはなく、
極端な速度の星。私たちのサンプルは、-2.5≤[Fe/H]≤-0.9の広い鉄存在量範囲を持っています。彼らの
化学は、それらの少なくとも50％が鉄のピーク要素を持つ銀河系外の星に付着していることを示しています
以前のサブチャンドラセカール質量型Ia超新星濃縮と一致している。表示なし
バイナリコンパニオン、それらの化学的存在量および軌道パラメータは、それらが
破壊された矮小銀河の加速された潮汐破片。
キーワード：超高速星 ;種族IIの星 ;ステラの存在量 ;ステラ人口


図1.マグネシウム、シリコン、カルシウムのα元素とチタンの存在量。 HVSを紺色の星としてプロットします。
Cayreletal。からの天の川の金属の少ない星の存在量を黄色でプロットします。 （2004）およびJacobsonetal。 （2015）アウター
ハロー星; 赤で示したのは、Reggianietal。の内側のハロー星が豊富にあることです。 （準備中）、Reggianietal。 （2017）とニッセン
＆Schuster（2010）; Bensbyetalを表示します。 （2010）オレンジ色の膨らんだ星; 水色には、ドワーフの星が含まれています
Shetrone et al。の回転楕円体銀河Carina、Sculptur、Fornax、およびSagittarius。 （2003）、Geisleretal。 （2005）、Monacoetal。
（2005）、およびLetarteetal。 （2010）。


図2.ナトリウム、アルミニウム、カリウム、スカンジウムの軽い奇数Z元素の存在量。 HVSを紺色としてプロットします
出演者。 Cayreletal。からの天の川の金属の少ない星の存在量を黄色でプロットします。 （2004）およびJacobsonetal。 （2015）
外側のハロー星; 赤で示したのは、Reggianietal。の内側のハロー星が豊富にあることです。 （準備中）、Reggianietal。 （2017）、ニッセン＆
Schuster（2010）、および？; Bensbyetalを表示します。 （2010）オレンジ色の膨らんだ星; 水色には、ドワーフの星が含まれています
Shetrone et al。の回転楕円体銀河Carina、Sculptur、Fornax、およびSagittarius。 （2003）、Geisleretal。 （2005）、Monacoetal。
（2005）、およびLetarteetal。 （2010）。


図3.鉄ピーク元素であるクロム、マンガン、ニッケル、および亜鉛の存在量。 HVSを紺色の星としてプロットします。
Cayreletal。からの天の川の金属の少ない星の存在量を黄色でプロットします。 （2004）およびJacobsonetal。 （2015）アウター
ハロー星; 赤で示したのは、Reggianietal。の内側のハロー星が豊富にあることです。 （準備中）、Reggianietal。 （2017）とニッセン
＆Schuster（2010）; Bensbyetalを表示します。 （2010）オレンジ色の膨らんだ星; 水色には、ドワーフの星が含まれています
Shetrone et al。の回転楕円体銀河Carina、Sculptur、Fornax、およびSagittarius。 （2003）、Geisleretal。 （2005）、Monacoetal。
（2005）、およびLetarteetal。 （2010）。


図4.中性子捕獲元素のストロンチウム、イットリウム、およびバリウムの存在量。 HVSを紺色の星としてプロットします。
Cayreletal。からの天の川の金属の少ない星の存在量を黄色でプロットします。 （2004）およびJacobsonetal。 （2015）アウター
ハロー星; 赤で示したのは、Reggianietal。の内側のハロー星が豊富にあることです。 （準備中）、Reggianietal。 （2017）とニッセン
＆Schuster（2010）; Bensbyetalを表示します。 （2010）オレンジ色の膨らんだ星; 水色には、ドワーフの星が含まれています
Shetrone et al。の回転楕円体銀河Carina、Sculptur、Fornax、およびSagittarius。 （2003）、Geisleretal。 （2005）、Monacoetal。
（2005）、およびLetarteetal。 （2010）。


図5.角運動量の関数としての総エネルギー。
星を2つのグループに分けます。 青は私たちの星です
[Mg / Fe]¡0.2（銀河系外である可能性が高い）および
[Mg/Fe]¿0.2の赤い星。 背景の灰色のデータは
（Naidu et al。2021、private com）からの銀河ハロー星。
色付きの楕円は、Naiduで識別された下部構造です。
etal。 （2020）。 Arjuna、Cetus、GSE、Helmi、Iitoi、
Sequoia、Sgr。、Thamnos、およびWukong（オレンジ、黒、茶色、濃いピンク、緑、青、紫、赤、藍）。


図6.関数としての銀河面からの距離
離心率の。 オレンジ色の三角形はGalacticHaloの星、灰色の四角はエンケラドゥスの星、緑色の星は緑色の星です。
Nyxストリームからのものです（Necib et al.2020）。 星を2つのグループに分けます。 青で私たちの星は
[Mg / Fe]¡0.2（銀河系外である可能性が高い）および赤い星
[Mg/Fe]¿0.2で。 偏心中心がずれているすべての星の[Mg/Fe]の存在量が少ないことに注目してください。




6.結論
15個の低質量の高分解能スペクトルを取得しました
いずれかのMIKEを使用して超高速スター候補
6.5メートルのマゼラン望遠鏡での分光器、または
3.5メートルのアパッチポイント天文台望遠鏡でのARCESスペクトログラフ。視線速度を確認しました
Gaia DR2からのもので、RV変動の兆候は見つかりませんでした
これらの星で。 Gaiaを使用して計算された総速度
EDR3の位置天文学と推定された視線速度は、それらが拘束されているという以前のガイアDR2の発見を裏付けています
銀河系の可能性と期待したほど速くはありません
古典的な超高速星の場合。
私たちの金属が豊富な端の化学パターン
サンプルの星は、太陽直下のα存在量と超太陽中性子捕獲量の銀河系外の星のそれと一致しており、鉄ピーク要素は、チャンドラセカール限界以下の質量タイプIaの濃縮を示しています。私たちの軌道分析は、
化学的所見と私たちの目標はいずれの一部でもありません
銀河の下部構造、それは偏った結果ですが、
研究のまさに目標は高速を研究することであるため
出演者。
これらの極端な速度の星の分析は、
それらは破壊された矮星からの潮の破片である可能性が高いこと
天の川銀河によって付加された銀河は、
銀河の可能性による彼らのホスト銀河の崩壊
（Abadi et al.2009）。
HVS候補の日付の特定が増えるにつれ、より大きなサンプルを使用した追跡調査が役立ちます
私たちは加速メカニズムを決定し続けます
主に天の川の速い尾を担当しています
恒星の速度分布。特に、今後のGaia DR3は、視線速度を更新しました。
何百万もの星のための正確な位置天文ソリューションは
これらの極端な速度の星の両方を識別できるようにします。
善意の超高速星。十分な大きさで
サンプル私たちはアバディらを確認/偽造することができます。
（2009）軌道パラメータとクラスター情報に基づく予測。追加の化学分析
候補者は、
恒星の起源。したがって、これらの星の継続的な化学的特性評価を順番に行うことを強くお勧めします
彼らを特徴づけるための情報を私たちに提供するために
人口レベルでの加速メカニズム。