银河系薄盘和厚盘恒星的金属丰度与运动学演化论文.pdf

河北师范大学硕士学位论文银河系薄盘和厚盘恒星的金属丰度与运动学演化姓名：孙建安申请学位级别：硕士专业：理论物理指导教师：李冀20100407摘 要 银盘恒星的金属丰度和运动学特征是区分薄盘和厚盘的重要依据， 可以为银河系的结构和化学演化模型提供直接的观测约束 尤其是研究大样本恒星的运动学和金属丰度以及年龄的关系， 对于准确解释银盘形成和演化的一些问题更具有重要意义我们基于近年来两个大样本恒星的观测工作，从其共有的恒星样本中选取出恒星年龄比较一致（年龄差别在 3 Gyr以内）的 4004 颗恒星样本，包括年龄(age30km/s （3）银盘恒星的轨道偏心率随金属丰度的增加而逐渐变小，厚盘恒星的轨道偏心率(e>0.25)明显大于薄盘恒星(e−0.3 以后银盘恒星的轨道偏心率几乎保持不变 （4）沿银盘径向，薄盘总体上存在明显的金属丰度梯度，但这一丰度梯度分布由内到外是不连续的，内盘(Rm−0.2. The orbital eccentricities are Vdistinct and well separated for the thin and thick disks, there is e 0.25 for thick disk stars. (4) There is a shallow radial iron abundance gradient with a slope of −0.030 dex/kpc in the range 4.0 10kpc则为−0.30dex。

Andrievsky (2002b)等人[23], Luck (2003)等人[26], Andrievsky (2004)等人[25] 和 Caputo (2001)等人[34]同样认为银盘的径向丰度梯度是不连续的另外，也有许多作者通过理论模型来研究银盘的丰度梯度[42-47]2009 年，Fu等人[42]通过模拟银河系化学演化模型，预言了外盘(R≥8kpc)的金属丰度梯度要比内盘陡，这与Pedicelli (2009)等人[48]的结果一致要进一步详细了解银盘径向丰度梯度的研究进展可参见近年来的几篇综述和评论文章[49-52] 在银盘法向梯度研究方面，2002 年，崔辰州等人[53]通过对 235 颗FG型矮星的光谱丰度分析，得到薄盘的法向丰度梯度为−0.309dex/kpc2003 年，Chen 等人[28]通过对疏散星团的研究发现，银盘法向梯度为-0.295dex/kpcIbukiyama (2002)等人[3]通过对太阳附近的 1658 颗恒星研究，发现厚盘中存在法向丰度梯度Bartasiute (2003)等人[54] 和Marsakov (2005)等人[55]的研究也认为厚盘存在法向丰度梯度，大小分别为−0.07dex/kpc和−0.13dex/kpc。

然而，Gilmore (1995)等人[56]和Soubiran (2005)等人[57]却发现厚盘并不存在法向金属丰度梯度 上述这些研究表明，银盘可能确实存在径向金属丰度梯度，但径向丰度梯度是否连续以及究竟如何分布仍存在争议，厚盘是否存在法向梯度也有待进一步澄清，因此，进2 一步探讨银盘的金属丰度梯度是非常有意义的 近年来的恒星大样本巡天观测使得人们可以利用恒星的金属丰度、年龄、运动学参数 等 来 研 究 银 盘 的 丰 度 和 运 动 学 参 数 分 布 ， 如 Geneva-Copenhagen survey（Nordström2004[58]） 为此，我们基于近年来Feltzing等人[59]和Nordström等人[58]的两个关于银盘恒星的大样本观测工作， 从中选取了恒星年龄比较一致且金属丰度精度相对较高的 4004 颗公共恒星作为研究样本，研究了银盘恒星的运动学与金属丰度以及年龄等参数的关系第一章首先介绍了样本的选取，第二章给出了样本星的星族成分，第三章为银盘恒星的空间运动速度以及速度弥散度与金属丰度、年龄的关系第四章为银盘恒星轨道参数的研究，详细讨论了薄盘和厚盘恒星的金属丰度与最大银盘法向距Zmax、最大银心距Rmax、最小银心距Rmin和轨道偏心率e等参数的关系，分析了银盘的径向和法向金属丰度梯度。

最后是结论和讨论 31 样本选取 样本的选择效应是影响银盘运动学参数分析的主要因素， 为得到比较可靠的运动学参数必须选取一个比较完备的恒星大样本，尽量减少选择效应的影响通过分析比较，我们选取了以下两个样本作为研究对象 （1）2001 年，Feltzing等人[59]从依巴谷星表（ESA1997）中选取了太阳附近 5800颗矮星和亚矮星，确定了每个样本星的年龄和金属丰度，讨论了银盘恒星的年龄—金属丰度关系，这些样本星的视差相对误差小于 25% （2）2004 年，Nordström等人[58]提供了一个太阳附近约 16000 颗FG型矮星的完备的大样本该样本在太阳附近 40pc以内是体积完备的，是目前最大的观测样本，其中包括恒星的空间运动速度、金属丰度、轨道半径和年龄等参数 上述 2 个大样本工作都给出了恒星的年龄，但由于恒星年龄的确定受到金属丰度、有效温度或距离、演化模型等复杂因素的影响，采用不同的方法和参数往往得出不同的恒星年龄，有时会相差较大[39,40]但如果不同作者给出一致的恒星年龄，则可以说明恒星年龄具有较高的可信度为此，我们对所选取的样本从恒星年龄的一致性上进行了限制，但这并不影响样本的完备性，因为我们并没有限制年龄的大小。

具体做法是只选取Feltzing和Nordström这两个样本中的公共恒星且恒星年龄在误差范围（±3.0Gyr）内比较一致的样本，如图 1 所示，详见梁波等人的工作[60]这样我们最终得到的样本恒星数目为 4004 颗， 恒星的年龄采用两样本年龄的平均值， [Fe/H]采用Nordström (2007)等人[61]新修正的金属丰度，恒星的各种轨道参数均取自Nordström (2004)等人[58]给出的结果 0369121503691215Age/Gyr (F01)Age/Gyr (N04)0369121503691215Age/Gyr (F01)Age/Gyr (N04)图 1 F01 和 N04 相互之间共同样本星的年龄比较 为了检验所选取样本的完备性，我们对参数金属丰度[Fe/H]、空间运动速度分量（U,V,W） 、平均轨道半径Rm以及银盘法向最大距离Zmax与Nordström原样本进行比较4 通过图 2 可以看出，我们所选样本与Nordström样本的直方图分布一致，这表明我们选取的样本并没有破坏原样本的完备性 -120-80-400408005001000150020002500300035004000N04Our sampleNW /km s-1-160-120-80-4004080120010002000300040005000N04Our sampleNV /km s-1-180-120-600601201802400500100015002000250030003500N04Our sampleNU /km s-1-1.0-0.8-0.6-0.4-0.20.00.20.4050010001500200025003000N07Our sampleN[Fe/H]0.00.40.81.21.62.02.42.83.2010002000300040005000600070008000N04NZmax/kpcOur sample567891011010002000300040005000N04Our sampleNRm/kpc图 2 我们样本和 Nordström 原样本的各参数比较 52 星族的划分 由于晕族恒星、 厚盘和薄盘恒星在金属丰度、 年龄和元素丰度上是互相交叉重叠的，根据恒星某一方面的性质确定其星族成分是一件比较困难的事情， 因为不同的星族划分方法，其结果往往也有差异。

由于薄盘和厚盘恒星的运动学性质差异很大，我们通过比较，最后认为Bensby等人[2]用运动学划分星族成分的方法是比较合理的，并且这种方法被许多不同的作者所采用 因此，我们采用Bensby等人[2]划分星族成分的方法和判据首先根据每颗恒星相对于局域静止标准（LSR）的空间运动速度（ULSR,VLSR,WLSR）和三个方向的特征速度弥散度、 三种星族成分的数密度 （具体参数见表 1） ， 计算每颗恒星属于薄盘 （D） 、 厚盘 （TD）和晕（H）这三个不同星族的概率Pi(i= D, TD, H)，然后再计算每颗恒星的相对概率（TD/D）和（TD/H） 2222()exp[]222LSRLSRadLSR i UVUVVWpk22 Wσσσ−=×−−− PpfPthin1 1= ，PpfPthick2 2= ，PpfPhalo3 3= 其中：，iiPfP∑=WVUk σσσπ23)2(1=1212/pp ff PPDTDthinthick×==，3232/pp ff PPHTDhalothick×== 表 1 不同星族成分数密度和速度弥散度[2]fiσUσVσWVadThin disk(D) 0.94 35 20 16 -15 Thick disk(TD) 0.06 67 38 35 -46 Halo(H) 0.001516090 90 -220 最后选取TD/D1 的恒星为薄盘星；TD/D>2 且TD/H>1 为厚盘星；TD/H-0.4 时，三个方向的空间速度弥散度随[Fe/H]的减小而增加的幅度很小，速度弥散度较小，特别是在图 6b中，[Fe/H]>-0.4 时σV几乎保持不变，σV≈20km/s，这与Chen(2000)等人[64]的结果基本一致；当-0.8-0.3 时，垂直于盘方向的速度弥散度σW变化很小，σW≈15km/s,应为薄盘星；当-0.330km/s，这与Freeman(2008)等人[69]结果一致。

那么，厚盘和薄盘是否是相互独立的两种结构，或者它们之间有连续的过渡阶段，现在仍不清楚Matteucci(1989)等人[70]认为厚盘和薄盘是连续形成的 而Quinn(1993)等人[71]认为厚盘可能是银盘形成早期发生的并合事件形成的需要指出的是，如果银河系中的厚盘确实是星系与伴星系并合的结果，那么今天所观测的薄盘必定是后来通过另一种过程（例如气体吸积） 形成的， 不然就不能说明厚盘恒星比薄盘恒星年老这一普遍承认的观测事实[72] 16 4 轨道参数 为全面分析银盘恒星轨道参数的特征， 我们详细讨论了金属丰度与恒星轨道偏心率e、银盘法向最大距离Zmax、最大银心距Rmax和最小银心距Rmin的关系 4.1 金属丰度[Fe/H]与轨道偏心率e的关系 轨道偏心率， 它描述了恒星绕银心运动的轨道形状 e=0时，轨道形状为圆形；0-0.3时，恒星的轨道偏心率几乎保持不变e≈0.11；当-0.8-0.3 时， 轨道偏心率e随着金属丰度[Fe/H]的减小变化非常缓慢，e≈0.09，[Fe/H]在这一区域的恒星应为薄盘星；当-0.80.25薄盘恒星的轨道接近圆形，而厚盘恒星的轨道大多是有一定偏心率的椭圆[65]。

这可能是因为厚盘恒星离银心较近而受到中央棒的扰动作用造成的[72] 4.2 银盘径向金属丰度梯度 为研究径向金属丰度梯度， 我们选用恒星轨道的平均半径 （Rm） 作为径向尺度参数，Rm=(Rmax+Rmin)/2[73]，因为Rm比最大银心距Rmax更能代表恒星的轨道特征[74]图 12 描述了样本中薄盘和厚盘恒星的平均轨道半径Rm的分布直方图， 其中空心圆圈和实心圆点分别代表不同径向位置区间内的薄盘和厚盘恒星的个数， 虚线和实线是对其分布情况的高斯拟合结果由图 12 可以看出，厚盘恒星主要分布在Rm=5.5-7.0kpc范围内，极大值位于 6.3kpc处，而薄盘恒星的平均轨道半径则主要分。