利用内，外盘红巨星对银河系厚盘标长做观测限制

( 本文是一篇利用恒星观测限制银河系结构的文章，文章很好的展示了银河系星族化学和运动学研究中的重重迷雾和可能的让人惊讶的结果，特别希望以此类文章作为我们课本中看似版上定钉的银河系结构介绍的补充，提醒同学们，研究银河系结构的工作任重而道远！另外，本文的结论颇为好玩，不过也请大家谨慎对待 )

标题：A first constraint on the thick disk scale-length: Differential radial abundances in K giants at Galactocentric radii 4, 8, and 12 kpc
作者：T. Bensby, A. Alves-Brito, M.S. Oey, D. Yong, J. Meléndez
论文索引：astro-ph:1106.1914
编辑供稿: 黄崧 (南京大学)

背景介绍

银河系厚盘存在的证据有哪些？

关于星系的厚盘，最早是在河外星系中被发现的，主要是通过侧向星系中垂直于盘的方向上的面亮度分布不符合简单的指数分布得出的；随后，在1983年Gilmore & Reid 通过南银极方向上恒星密度分布的拟合也得到了类似的结果；随后，在更多的河外星系，无论是早型还是晚型中，都找到了类似的面亮度分布的差别；在银河系中，通过对垂直于银盘方向上的恒星的运动学和化学丰度的研究，又找到了更多的存在复杂结构的证据；从而，厚盘作为盘星系中一个普遍存在的结构被大家渐渐的接受了，这也是我们所有的介绍银河系结构的课本上，都会颇为肯定的介绍厚盘，甚至还会给出厚盘标高和标长 (盘恒星分布在垂直和径向衰减到1/e处对应的距离，一般以Kpc为单位) 的估计；但大家仔细考虑下上面的介绍，不难发现，对于河外盘星系，并没有任何的物理模型要求盘在垂直方向上的密度分布符合简单的指数率，况且还有肯定存在的恒星晕，以及早型星系中显著的核球的影响；对于银河系中，研究盘上恒星分布有各种各样的困难 (有些书中将银河系结构研究比喻为在只有一扇窗户，所有的门全都锁起的别墅里研究别墅的外型和结构)，而且上面的主要研究都是基于银河系邻近区域内的恒星的。综上所述，厚盘的研究其实还远远不到成熟和可靠的地步。

关于银河系的厚盘研究，主要需要考虑的观测性质都围绕着运动学和金属丰度，以及他们之间的相互关系，这些性质已经被在之前的工作中有所考虑，它们包括了：

1. 厚盘恒星的轨道椭率分布，可以参考：Sales et al. 2009; Dierickx et al. 2010; Dinescu et al. 2011

2. 厚盘恒星的径向和垂直方向的金属丰度分布，可以参考：Allende Prieto et al. 2006; Ivezic et al. 2008

3. 与薄盘恒星相比，在 [alpha/Fe]-[Fe/H] 关系上的差别，请参考：Reddy & Lambert 2009; Reddy 2010

4. 厚盘恒星的轨道旋转速度与距离银盘高度的关系：Allende Prieto et al. 2006

5. 厚盘恒星的轨道旋转速度与金属丰度的关系：Spagna et al. 2010

在这些的观测中得到的关于银河系厚盘存在的其他证据主要来自：

1. 厚盘恒星旋转速度相比于本地静止坐标系 (LSR) 有一定的速度延迟 (Velocity Lag)

2. 厚盘恒星相比与薄盘恒星更加贫金属： Gilmore et al. 1995; Wyse & Gilmore 1995

3. 厚盘恒星的平均星族年龄比薄盘更加年老：Fuhrmann 2008; Bensby et al. 2007

4. 在固定的金属丰度处，厚盘恒星更加富于alpha元素： Fuhrmann 2008; Bensby et al. 2003, 2004, 2005; Reddy et al. 2006

这些证据确实指示出了一个在运动学，化学性质和恒星形成历史上都于本地薄盘星族和晕星族差别较大的成分，可以说，如果以薄盘+厚盘作为先验的模型，从统计上看，需要厚盘的可能性极其的高；不过，结合这些观测以及不同的模型，不同人的工作给出的银河系厚盘的结构参数差别较大，其中标高在 500pc – 1Kpc 之间，而标长在 2.2-3.6Kpc 之间，而相对于LSR的速度延迟也在20－50公里之间；这些观测结果的差异主要来自各个工作选取的厚盘指示星类型和筛选它们的方法的不同，当然，恒星绝对距离测量的误差，本地薄盘运动的考虑的不同也是差异的来源。

厚盘的形成模型有哪些？

说了这么多，结合上面的证据，似乎显示出了一个恒星和运动性质都处于薄盘和晕或者核球之间的结构；但这并不能自然的解释上其形成，事实上，厚盘如何形成，尤其是在银河系厚盘的背景下考虑这个问题依然无法得到很好的解答，尽管观测越来越好，模拟越来越多，但各个模型似乎又进入了天体物理研究中常有的大家都能做对一点儿，但大家都有问题的纠缠局面，这里仅仅简单的介绍几种不同模型的着眼方向，具体区别，请参考延伸阅读：

1. 预先存在的薄盘结构被动力学“加热”，形成厚盘：Quinn et al. 1993; Walker et al. 1996; Huang & Carlberg 1997; Velazquez & White 1999 Villalobos & Helmi 2008; 这个图象下面，又可以按照“加热”源的不同而分成不同的流派，其中包括了内部机制比如，自引力团块，旋臂，分子云；还有外部机制，比如 minor merger，以及晕中子结构的相互作用等等。

2. 宇宙学模拟揭示了另一种可能性，就是通过在高红移处，和一系列的富气体矮星系发生并合作用，通过 accretion 形成现在的厚盘结构：Brooks et al. 2004, 2007

3. 通过星系盘内部的动力学演化产生的恒星迁移 (migration) 也可以作为一个可能的机制：Sellwood & Binney 2002

为了便于记忆，上面的三类图象可以简单的总结为，heating, gas-rich merger和stellar migration；当然，具体文献中，关于这些模型的讨论往往更加细致，不过我们这里只需要了解到这个问题还没有确定的答案也就足够了；关于本文的工作，简单介绍，一笔带过，希望大家区别对待。

本文工作

样本与观测

本文的工作主要是把作者前面的一个工作 (Bensby et al. 2010)：内盘区域，不同垂直高度处的红巨星运动学和化学元素丰度分布的工作延伸到外盘区域，还是上面说的原因，讨论薄盘厚盘，都不能只局限在太阳附近或者内盘区域。本文考虑了银心距离 9－13kpc 和垂直银盘高度 0.2-2kpc 之间的20颗红巨星。样本来自2MASS星表，观测是利用 Magellan 望远镜上的 MIKE 光谱仪进行，通过一系列恒星参数和运动学的拟合得到具体参数，包括了不同方向上的运动速度，距离，恒星的金属丰度，alpha元素相对于Fe峰元素的比例等等，并和内盘的恒星样本结合起来，进一步分析，具体过程，参考文章，下面简单的总结一下主要结果吧：

主要结论

1. 本文最主要的结论，就是在外盘区域找不到符合厚盘化学分布模式的恒星，几乎所有的红巨星，无论银盘垂直距离如何，似乎都符合内盘的薄盘恒星的化学模式。

2. 这个结论本身可以有两种可能的解释，第一：盘星系可能有明显的化学元素丰度梯度，如果厚盘的丰度梯度比薄盘要来的陡峭的多，并且化学元素相对丰度模式也有所改变的话，这个结论可以得到解释，只不过，显得有些啰嗦；第二，最简单的解释就是厚盘的标长显著的短于薄盘，这也是本文作者喜欢的模型。

3. 基于这个考虑，作者得到了银河系厚盘和薄盘的标长估计：厚盘标长：2.0 Kpc; 薄盘标长：3.8 Kpc。

作者也对这个观测结果和模型给予了一定的讨论，首先，作者认为恒星迁移的模型可以很好的解释这个观测；其次，作者指出这个模型可以进一步的把厚盘和同样贫金属的核球在结构和化学演化上联系起来，并且可能暗示着两者有着相同的起源。

1. Reddy 2009 年关于银河系厚盘观测的综述

2. Loebman 2009 年关于通过恒星迁移形成银河系厚盘的文章

3. Qu 2011 年关于通过 minor merger形成银河系厚盘的文章

4. Bekki & Tsujimoto 2011 年关于厚盘化学和动力学演化的模拟文章

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