银盘上单丰度子星族的空间结构

(今天给大家介绍一篇利用SDSS SEGUE巡天的恒星数据研究银河系结构的文章,本文的作者刚刚来Carnegie做了报告,另外,由于长期关注作者之一的David Hogg的blog,对这个工作早就有所耳闻;对这个领域了解不多,但是这篇文章在方法到结论上都颇有可圈可点之处,尽可能的介绍一下吧)

文章:The spatial structure of mono-abundance sub-populations of the Milky Way disk

  • 作者:Jo Bovy (IAS), Hans-Walter Rix (MPIA), Chao Liu (MPIA), David W. Hogg (NYU, MPIA), Timothy C. Beers (NOAO, Michigan State), Young Sun Lee (Michigan State)
  • 论文索引:astro-ph/1110.1724
  • 编辑整理:南京大学 黄崧

文章背景:

研究盘星系,或者说大质量晚型星系的演化,可能没有比我们自己的银河系更好的首选目标了,通过对银河系中恒星分布,运动学,ISM性质的认识,天文学家从上个世纪中期开始就发展出了银河系的形成演化模型,并逐渐的推广到一般星系的过程中,由于银河系早期观测得到的恒星分布的最直观信息就是一个在径向和垂直方向,恒星密度都按照指数分布的银盘和一个中心聚集的老年星族,当然,还有球状星团所反映的球形分布的老年星族成分,这个结构让天文学家构建出了一个从原始气体在早期快速坍缩形成老年星族部分,再通过气体的耗散过程形成银盘的模型,在这个模型中,外盘的形成时标要比内盘长,并且盘的指数形式,可能来自于早期接近刚性自转的气体云团在坍缩过程中的角动量守恒过程;不过,虽然模型已经建立了快60年时间,观测上面依然是疑雾重重,部分原因也正是所谓的”不是庐山真面目,只缘身在此山中“吧,对银河系的结构没有直观的印象,只能通过恒星和气体的分布来构建,这样的过程在早期受限于观测能力,对银河系消光的认识,缺乏完善的6维运动学和恒星具体性质信息等等,目前,部分这些限制已经随着新的银河系恒星巡天而很好的得到了缓解,比如SDSS中开展的SEGUE-I/II,APOGEE,还有RAVE以及万众期待中的GAIA等等,随着更好更新的数据出现,我们对银河系的了解更多,但问题也就更多了,比如很早就发现的银河系厚盘成分到底是什么?如何形成的,和其他成分的星族差别在哪里?银河系中心的棒结构的细节是怎样的,利用Red Clump Star看到的X状结构是否是真实的,如果是,是否意味着我们的银河系中心有一个Peanut-like Bar结构,而不是一个传统中认为的核球结构?目前开始逐渐被天文学家注意到的盘演化过程中径向的恒星迁移过程到底有没有直接的观测证据,有多重要?等等等等,本文的介绍部分对这些问题做了很好的综述,并给出了大量的参考文献

所谓的恒星巡天,通过测光和光谱观测,可以得到的信息包括了恒星的位置,亮度,光谱型,径向速度,不同元素的丰度信息等等,最理想的情况下,如果同时考虑了恒星的自行测量,可以得到恒星的完整6维位置-速度信息,但是大多数情况下,只有简单的距离估计和视向速度的测量,必须要结合一定的模型,或者利用恒星的其他性质进行更细致的分类来研究不同星族的分布和结构;在这里面,如果能够利用光谱巡天得到恒星的不同元素丰度估计,则可以利用恒星的金属丰度和元素的丰度比来区分不同的星族,一般情况下,恒星的金属丰度主要通过[Fe/H]来代表,越年老的恒星产生于越接近原初的气体,丰度也就越低;此外,Fe是Fe峰元素的代表,一般认为来自SNIa型超新星的增丰,但是SNIa主要来自小质量星族,和恒星形成的主要时期有一个时间差,而主要由大质量恒星的超新星和星风损失增丰的元素则可以很好的示踪早期的恒星形成效率高的事情,在观测上,反应为光谱中的\alpha元素,比如Mg,Ca等想对于Fe元素的丰度比值;这也是为什么本文通过Fe元素丰度和[\alpha/Fe]比值信息可以很好的把不同恒星形成历史的星族区分开,并以此示踪不同的结构特征;在简单的介绍一下本文工作之前先简单的介绍一下本文数据的来源:SEGUE熏天。

什么是SEGUE巡天:


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图一:本文选择的G矮星样本的SDSS光谱丰度和\alpha丰度比分布,图中的虚线box是两个子样本的选择区域

SDSS巡天肯定不用我多介绍了,从第二期SDSS巡天开始,增加了一下科学目标更加明确的独立巡天项目,其中:SEGUE:Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration,是专门为了研究银河系恒星性质和结构的巡天;利用SDSS的光纤光谱仪,SEGUE巡天已经得到了24万颗银河系恒星的低分辨率(R~2000)的光谱,这些恒星分布于银河系的核球/棒和盘上,通过一个专门设计的光谱数据处理pipeline,可以提取恒星的几个主要物理信息,包括了表面有效温度,重力系数和金属丰度,同时还可以对很多吸收线的线指数进行测量,利用这个庞大的数据库,不仅可以有效的用来发现各种稀有天体,更可以用来研究银河系结构的一般问题。

本文工作:

本文利用了从SEGUE DR7发布中选择出的30000颗G型恒星作为样本,样本的选择利用了SDSS测光得到的颜色-星等图,并要求SDSS的光谱有一定的信噪比,使得得到的物理参数的误差能控制在一定的范围内;挑选的恒星还利用SDSS得到的表面重力系数进行了筛选,只保留了矮星的部分,以更好的反应真实的星族分布;再利用颜色-金属丰度-绝对星等的经验关系对恒星的距离进行估计,误差在10%以内;根据金属丰度和\alpha元素丰度比可以把得到的G矮星样本分成两个子样本,分别是一个金属丰度低-\alpha丰度比高和一个金属丰度高-\alpha丰度比低的样本。

如何利用一个庞大的恒星样本研究银河系的结构绝对不是一个简单的问题,本文在方法上颇有可圈可点之处,利用了很好的统计学推断方法和很合理的模型选择,似的很复杂的银河系不同星族结构的图像变得直观了起来;简单的说,本文的方法是利用很窄的取值范围,把这些样本恒星按照恒星金属丰度和丰度比划分到一个个很小的区间内,在每个区间内,这些恒星基本都可以看作一个丰度单一,且反应的恒星形成历史很接近的一个简单的sub-population;对这每一个子星族,对其空间分布进行了合理的模型估计,其中使用的是在径向和垂直于银盘方向都是指数下降的恒星密度分布模型来进行考虑,给出最优的径向和垂直方向的恒星密度分布的标长,通过这两个参数和恒星丰度,元素丰度比信息进行关联,可以反应出银河系形成演化的一些有趣信息;当然,实际的过程远远没有说起来这么简单,除了构建模型,进行统计推断,还要把巡天的恒星选择引起的问题考虑在内,在恒星样本中,还需要考虑来自临近的银河系晕中的恒星的干扰等等。

主要结论:


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图二:不同丰度和元素丰度比的星族的结构分布信息

本文的主要结论其实就蕴含在上下两幅信息量很大的图中,基本来说,就是在不同的星族的丰度和恒星形成历史信息以及其空间分布的径向和垂直特征之间寻找关系,下面就简单的为大家梳理一下本文的主要结论吧

1. 首先,从方法上,作者强调了在利用SEGUE这样的光谱巡天研究不同星族的恒星分布的时候,必须要光谱样本的选择函数全面的考虑在内。
2. 通过把银河系银盘和中心区域的G型矮星按照丰度信息进行”成分分解“,发现每个简单的星族的分布都可以用简单的指数轮廓来描述。
3. 当恒星的丰度变得越来越低,丰度比指示的星族平均年龄越来越老的时候,对应子星族成分的分布现实处径向指数分布标长越来越小,垂直分布标长越来越大的特征,
4. 在银河系中,最年老和最富\alpha的元素的星族是最中心聚集的,把样本恒星分成年老和年轻两个星族可以看到明显的分布区别,且这个分布是和银河系自内向外的恒星成分形成和聚集的图像非常好的符合在一起。
5. 不同的子星族的年龄,径向标长和垂直标长的相关关系和互相相关的逐渐变化和一般的薄盘+厚盘+中心成分各自作为独立的,区分明显的结构存在的图像是有区别的,很可能反应了在整个银盘上,恒星的径向迁移的重要作用。


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图三:不同星族的径向和垂直标长以及星族丰度信息之间的关系

延伸阅读:

1. SEGUE巡天在芝加哥大学的主页
2. 本文作者在NYU CCPP上的Wiki页面,有很多和本文工作有关的介绍

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