国家天文台—河北师范大学空间科学联合研究中心 中国虚拟天文台暨天文信息学2013年学术年会 四川●雅安 银盘恒星的Alpha元素丰度分布 李 冀 河北师范大学空间科学与天文学系 国家天文台—河北师范大学空间科学联合研究中心 2013年11月14日

内容提纲 背景介绍 划分厚盘和薄盘恒星的运动学方法 单一样本高分辨率光谱的[ /Fe]丰度 多个样本[ /Fe]丰度的统计分析 未来工作设想

一、研究背景 有关银河系结构和演化的重要问题： 1. 银河系的这些结构是如何形成的？ 2. 它们又是如何演化的？它们之间又有什么样的联系？ 银河系的结构: 银心 + 核球 + 银盘（厚/薄）+ 银晕（内/外） Inner/outer halos Thin/thick disks Bulge 有关银河系结构和演化的重要问题： 1. 银河系的这些结构是如何形成的？ 2. 它们又是如何演化的？它们之间又有什么样的联系？ 3. 厚盘和薄盘的形成是连续的？还是存在一个时间间隔？ 。。。。。。

要明确回答上述一系列问题，最好的办法是从观测上直接搜寻这些结构形成和演化的遗迹。 不同年龄恒星的元素丰度反映了恒星形成时所处的银河系环境的化学成分，是追踪银河系形成和化学演化的最好探针。 特别是由于α元素（Mg、Si、Ca、Ti）是短寿命（~107 年）大质量II型超新星爆发的产物，而铁元素主要是长寿命（~109 年）的Ia型超新星爆发产生的，因此，恒星中的[α/Fe]可以作为“宇宙时钟”追踪星系的形成和化学演化。 [α/Fe] = ([Mg/Fe]+[Si/Fe]+[Ca/Fe]+[Ti/Fe])/4

不同星族恒星的基本特征：厚盘和薄盘在运动学、化学丰度以及年龄上都表现出不同的性质。 - thin disk thick disk halo bulge  z0 (pc) < 300 800 ~1300 20000 440 Vtot (km/s) < 60 80 ~ 180 > 200 large dispersion Vc(km/s) 220±3 180±10 <50 [Fe/H] (-0.7)~(0.4) (-0.3) ~ (-1.5) < -0.5 (-1.5) – (+0.4) (mean) -0.1 - 0.6 -1.5 age (Gyr) < 10 > 8 12-15 ? Mean age (Gyr) 4.3 9.7 13.7 ? ____________________________________________________________

厚盘和薄盘除在运动学、金属丰度和年龄存在不同之外，在某些元素的化学丰度特别是α元素丰度上也明显不同：厚盘恒星的[α/Fe]丰度相对于薄盘明显超丰。 Fuhrman 2004，Astron. Nachr Using a combination of kinematics , metallicities, and stellar ages to identify the membership of populations.

Stellar kinematics of different stellar populations V velocity of Galactic orbits vs. [Fe/H] V = VLSR+220 km/s Thin disk Thick disk Halo 不同星族恒星的Toomre 图（Nissen & schuster 2010）

二、划分厚盘和薄盘恒星的运动学方法 厚盘和薄盘恒星的空间速度U、V、W和金属丰度[Fe/H]都存在交叉重叠，但二者的速度弥散明显不同。 σU、σV、σW vs. [Fe/H] (Li 2010) VLSR vs. [Fe/H] (Li 2010)

划分星族成分的运动学方法和标准 (Bensby et al. 2003) ， Vasym为非对称星流，是指太阳附近某一恒星族的平均旋转速度，它随着星族内随机运动的增加落后于LSR越来越多。fi是太阳附近某一星族成分恒星的比例。 Thin disk star：TD/D < 0.1, TD/H > 1 Thick disk star：TD/D > 2, TD/H > 1 Halo star: TD/H < 0.1 Transition star：0.1 < TD/D < 2, 0.1 < TD/H < 2

三、高分辨率光谱的[ /Fe]丰度 丰度分析方法和步骤 首先获取高分辨率（R >30000）高信噪比（S/N >100）恒星光谱。 数据处理: 利用MIDS, IRAF, IDL等软件包从二维光谱抽取抽取一维谱，并进行视向速度改正和连续谱归一化，测量谱线的等值宽度。 建立恒星大气模型，确定大气参数：有效温度Teff，表面重力log g，金属丰度[Fe/H]，微观湍流速度ξt。 丰度计算方法：等值宽度法、光谱综合法

恒星大气参数的确定 确定有效温度Teff的方法 测光温度：利用各种色指数（B－V），（V－K）和（b－y）和红外流量修正的温度定标的经验公式（如Alonso et al., 1996, Holmberg et al., 2007）。 分光温度：直接利用恒星光谱得到有效温度，一种是利用拟合Hα线轮廓（Gratton et al. 2003）, 一种是迫使处于不同激发态的Fe I谱线给出相同的Fe丰度计算恒星的有效温度（Fulbright ，2000）。

确定表面重力log g的方法 视差法： 丰度法：调节表面重力，使中性态FeI和电离态FeII得到相同铁丰度的方法确定的表面重力。这是因为中性态和电离态的谱线对表面重力的敏感程度不同。 这种方法确定表面重力与恒星大气模型有关，特别是FeI线和FeII线受非局部热动平衡（NLTE）效应的影响是不同的。尤其对于贫金属恒星导致得到的表面重力就会有很大误差。

微观湍流速度ξt的确定： 微观湍流速度是谱线致宽的机制之一，在谱线分析中微观湍流速度必须考虑。确定微观湍流速度的方法一般是选取ξt＝1.5作为初值，然后调节ξt，使得FeI的平均丰度与等值宽度无关。 金属丰度[Fe/H]的确定： 一般利用测光色指数得到的金属丰度作为 [Fe/H] 的初始值，结合其他大气参数计算恒星大气模型，然后通过分析FeI和FeII谱线，得到FeI的平均丰度作为新的[Fe/H]，重新计算恒星的大气模型，这样反复迭代直到输入的[Fe/H]等于输出的[Fe/H]。当然也可以利用FeII的丰度作为金属丰度，其优点是FeII谱线受NLTE影响较小。

恒星大气模型介绍： 　恒星大气模型描述了恒星大气的物理结构，即温度、密度、气体压力、电子压力等物理量在恒星大气不同深度的变化规律，要确切描述这个问题从物理和数学两个方面都存在一定的困难。 目前的理论大气模型一般都采用平行层、流体静力学平衡和局部热动平衡（LTE）假定，对流采用混合程理论处理，最广泛采用的是Kurucz的LTE模型 。 非局部热动平衡（NLTE）模型：由于有辐射场的存在，很多情况下碰撞不占主导地位时，粒子数布据不再满足玻尔兹曼和萨哈方程。特别是对贫金属的恒星而言，由于电子数密度低，而且由于不透明度的降低，辐射场起主导作用（Gehren et al.,2004，Shi 2009）。 在这种情况下，必须要考虑非局部热动平衡效应对元素丰度确定的影响。有关NLTE的综述文献：Martin Asplund，2005，ARAA。

丰度计算的光谱综合方法（SIU）： Si I红外谱线的NLTE效应，贫金属恒星HD19445中 两条强红外Si I谱线的拟合情况。Shi et al. 2011

[ /Fe]的典型观测结果 近30年来，随着大望远镜的投入使用和光谱仪及探测器技术的进步，高分辨率光谱观测取得飞跃性的发展，但由于观测限制，目前的观测仍主要在太阳附近邻域。 由于恒星的运动，太阳附近的恒星样本不仅包含薄盘星，也包含厚盘星和晕星，以此为样本可以推知银河系不同星族恒星的化学丰度分布，进而揭示整个银盘乃至银河系的化学演化的历史。

Edvardsson et al, 1993 A&A， 189颗Ｆ、Ｇ矮星 Edvardsson等（1993）的[α/Fe]—[Fe/H]（实心原点表示Rm<7kpc的恒星，空心圆圈表示7kpc<Rm<9kpc的恒星，乘号表示Rm>9kpc的恒星。） 利用运动学标准分类后的 [α/Fe]—[Fe/H] （付瑞娟，2010）

利用运动学标准分类后的[α/Fe]—[Fe/H] （付瑞娟，2010） Chen et al. 2000, A&A，90颗矮星 利用运动学标准分类后的[α/Fe]—[Fe/H] （付瑞娟，2010）

Gratton,et al. 2003 A&A，150颗亚矮星和亚巨星 利用运动学标准分类后的[α/Fe]—[Fe/H] （付瑞娟，2010）

Mishenina et al. 2004 A&A ，174颗FGK矮星 利用运动学标准分类后的[α/Fe]—[Fe/H] （付瑞娟，2010）

Bensby et al. 2005，102颗矮星

Reddy et al. 2006 MNRAS，176颗矮星，d<150pc

Li et al. 2013，in preparing 102 颗矮星，2.16m望远镜观测结果 Mg、Si、Ca、Ti元素丰度与金属丰度关系 与Bensby 05 Toomre图的比较

166颗矮星的Si丰度（NLTE分析，Shi，2011；Li，2013，in preparing） 左图：按运动学标准区分薄盘和厚盘；右图：按[Mg/Fe]=0.2区分薄盘和厚盘

小结： [α/Fe]—[Fe/H]的演化趋势在薄盘和厚盘恒星中不同： 薄盘恒星中[α/Fe]随[Fe/H]的增加线性下降，到达太阳金属丰度[Fe/H]=0时达到太阳系的丰度即 [α/Fe] = 0； 厚盘恒星中[α/Fe]随[Fe/H]的增加并非呈单调下降趋势，而是在[Fe/H] = -0.7处存在一个突然下降的“膝点”。 厚盘恒星[α/Fe]丰度的平均值明显高于薄盘恒星，但在金属丰度重叠区域-1.0<[Fe/H]<+0.5内，厚盘恒星与薄盘恒星之间的[α/Fe]是混合在一起的，不能依据α元素丰度如[Mg/Fe]的大小严格的区分厚盘和薄盘。 不同观测样本给出的结果不一致，有的给出厚盘和薄盘的[α/Fe]是不连续的（如Bensby, Fuhrman），有的给出厚盘和薄盘的[α/Fe]是连续的。 高分辨率光谱分析的特点：丰度精度高，样本小不完备，选择效应大。

四、多样本[ /Fe]丰度的统计分析 17 个样本的统计结果，1161颗矮星，付瑞娟2010

五、大样本低分辨率光谱的[ /Fe] 丰度 实际上目前基于高分辨率光谱丰度分析得出的上述结果，都是基于太阳附近恒星的小样本观测获得的。 图 SDSS巡天和Copenhagen巡天用于研究恒星金属丰度分布函数的数据空间分布。 横坐标为到银心径向距离，纵坐标为到银盘垂直距离。红、黑色点分别表示SDSS巡天G、K型星空间分布；蓝色点表示Copenhagen巡天数据分布。（摘自Schlesinger et al. 2011)。

GCS巡天（Nordstrom et al. 2004；Casagrande et al GCS巡天（Nordstrom et al. 2004；Casagrande et al. 2011）利用其巡天测光得到色指数(v-y)-(b-u)与[α/Fe]的相关性估算了α元素丰度，结果显示贫金属的厚盘恒星的[α/Fe]稍高于薄盘，但在太阳丰度附近二者是混在一起的不能明显区分 （Casagrande et al. 2011） 图1 GCS巡天样本4000颗恒星的[α/Fe]和[Fe/H]

图2 [α/Fe]和[Fe/H]空间的恒星等密度图（Lee et al. 2011）。 SDSS/SEGUE巡天得到的低分辨率光谱（R~2000），通过光谱综合以及模板比对方法确定了17277颗G矮星的[α/Fe]元素丰度。结果表明银盘恒星的[α/Fe]丰度可以明显区分厚盘和薄盘恒星。 图2 [α/Fe]和[Fe/H]空间的恒星等密度图（Lee et al. 2011）。 实线用于划分薄盘和厚盘恒星：实线以上为厚盘恒星，实线以下为薄盘恒星。虚线距离实线0.05dex（[a/Fe]典型误差为0.1dex），虚线以上为高[a/Fe]恒星，虚线以下为低[a/Fe]恒星。

图3. G型矮星数密度在[α/Fe]-[Fe/H]平面上的分布（Bovy et al. 2012）。 SDSS/SEGUE巡天给出的28000颗G矮星在[α/Fe]-[Fe/H]坐标平面上随标高位置的分布，发现标高从200pc到1000pc变化时恒星的[α/Fe]随[Fe/H]的变化可用单一指数分布得到最佳拟合。 图3. G型矮星数密度在[α/Fe]-[Fe/H]平面上的分布（Bovy et al. 2012）。 图中每个pixel的大小是x*y=0.1dex*0.05dex，且恒星数大于100.该图表明薄盘和厚盘沿垂直银道面方向的分布在元素丰度空间上是连续变化的，即银盘法向发现的恒星数密度分布可用单一指数模型拟合。

六、未来工作 实际上，要详细了解银盘乃至整个银河系的整体结构和化学演化，很大程度上取决于所选样本的完备性，因此，需要构建一个在空间位置分布、空间速度分布和金属丰度分布上都非常完备的超大样本。低分辨率光谱巡天观测为此提供了可能，如SDSS/SEGUE、RAVE、LAMOST等。我们计划利用LAMOST光谱巡天数据分析一个百万量级银盘恒星样本的[ /Fe] 丰度。 综合恒星运动学、年龄、 [ /Fe] 丰度等信息，确定一个划分不同星族成分的综合标准。

LAMOST银河系反银心方向数字巡天计划（DSS-GAC）的天区覆盖。 图的背景为基于2MASS巡天得到的银河系全天恒星在银道坐标系下的数密度分布,图中心为反银心方向。 图中部黄色粗线内区域为LAMOST银河系反银心方向巡天天区；黄色十字覆盖区域为盱眙望远镜银河系反银心方向数字巡天天区；黑色阴影区域为SDSS测光巡天天区；白色圆圈 区域为SDSS/SEGUE天区。（取自Liu et al. 2013）