用紅巨星探索銀盤的徑向密度分布

陳易容

（西華師范大學，四川南充 637009）

1 概述

銀河系是我們賴以生存的環境，我們的銀河系是一個典型的棒旋星系，銀河系主要是由核球、銀盤和銀暈等組成，銀盤是銀河系的重要結構之一，其主要有薄盤和厚盤兩種成分，對于薄盤主要是有年輕的富金屬星構成，厚盤主要是由年老的貧金屬星組成。對于厚盤星的形成問題現在也是有著不同的模型：加熱模型，并合模型，塌縮模型等[1-3]。銀暈的整個結構近似球形，其主要成分是球狀星團和貧金屬亞矮星，還有周期比較長的天琴RR 變星，且銀暈的直徑可能在30kpc 以上，質量約為銀盤質量的10%。并且研究表明暈星在徑向和切向的速度彌散遠遠大于薄盤星和厚盤星，也就是說這些星并沒有遠遠的融入到銀河系當中。目前有不少學者對于利用不同的數據對銀盤的結構進行了多方面的探究，Robin（2012）提出在R=12kpc 處發現恒星數密度出現驟降的情況，這開啟了打擊對銀河系恒星數密度情況的探索。接著有不少的學者接連發現在不同的銀心距范圍盤的密度會出現一定的驟降，同時大部分人認為盤能延申到15kpc。Bovy 等人2016 年通過對APOGEE 巡天光譜數據中的紅團簇樣本恒星按化學元素豐度和金屬豐度分為高化學豐度，高金屬豐度，貧金屬豐度和太陽鄰域四個子樣本進行分析，運用多種模型對四個子樣本的恒星數密度進行擬合，發現富金屬豐度樣本的標高隨R 增加，在一定程度上展現了銀盤邊緣增厚的趨勢。在前面的研究中對銀盤的整個結構分布并沒有一個詳細的描述，直到liu(2017)年[4]利用LAMOST DR5 紅巨星對銀盤的外圍結構進行了細致探索，給出了第一張外盤恒星的密度分布圖，揭開了銀盤結構的面紗，同時將銀盤的邊界由經典認為的15kpc 延伸到了19kpc，并且認為銀盤并不存在截斷，即銀盤是平滑過度到銀暈之中，沒有出現盤恒星突然消失的情況。接著wang(2018）等人[5]在此基礎上對銀盤用切片的方式探索銀盤的密度分布情況，同時將盤的距離延申到20kpc,同樣也沒發現銀盤的截斷。

本文將從恒星在R-Z 平面的密度分布情況來探索銀盤的情況。本文第一部分為引言主要介紹了銀河系的基本結構，銀盤的研究現狀，第二部分主要是介紹LAMOST 光譜巡天介紹以及使用的星表數據的介紹，第三部分組要是銀盤結構的研究以及結果展示，包括標高標長的計算，第四章主要是本文的結論。

2 數據和方法

2.1 數據

郭守敬望遠鏡（LAMOST，大天區面積多目標光纖光譜天文望遠鏡）是一架新類型的大視場兼備大口徑望遠鏡，是一種有效孔徑約為4 米的準子午線反射施密特望遠鏡，在5°焦平面上安裝了4000 根光纖，能夠同時獲取最多4000 個天體的中分辨率光譜。與其他巡天項目相比較，LAMOST 的又是就是能在短時間內獲取大量的光譜，每晚基本可以獲取數萬個光譜。自望遠鏡投入使用以來，經歷了一年的先導巡天以及第一階段的五年正式巡天，并通過DR5 進行釋放，獲取的光譜數已經超過九百萬。通過前人的研究可以發現，紅巨星是追蹤盤結構的良好示蹤體，紅巨星的最大優勢是數據量充足，以及對于距離測定有一定的精度，因此本文選用的是LAMOST DR5 的紅巨星數據，我們從LAMOST DR5 的光譜數據中根據Liu(2014)年的挑選K 巨星的標準挑選得到約60 萬顆紅巨星。另外為了提高數據的可靠性，我們選擇了信噪比大于20，并去掉了觀測過程中重復的源。雖然保留足夠的數據會使得實驗結果更具有可靠性，但為了避免過亮或者過暗的星會產生Mslmquist 效應，我們選擇的是-4< MK<-2 范圍內的恒星，這里的MK 采用的是2MASSK 波段的絕對星等值。在這個完備的范圍內，我們可以從圖1 中的得到距離大約到20kpc。圖1 橫坐標表示恒星到太陽的距離，縱坐標表示的是2MASS 的絕對星等，顏色表示的是恒星的金屬豐度，從圖中可以發現距離越近金屬豐度越高，即距離越遠越貧金屬。樣本的絕對星等值是有Carlin 的方法計算得到[6]，距離采用的是通過瑞利金斯消光后利用光學公式m-M=5logd-5 計算得到，其中m 是恒星視星等，M 是2MASS 絕對星等值。通過上述所有條件選擇后，最終我們得到了72，340顆紅巨星。

圖1 樣本恒星在不同距離的MK 分布圖，顏色表示金屬豐度[Fe/h]

2.2 恒星數密度模型

對于給定一個R 切片，其垂直密度分布是由厚盤、薄盤和暈三種成分組成。我們對薄盤和厚盤采用的是sech2 模型，對暈采用的是冪律函數。對于薄盤成分，在給定R 的垂直密度分布由如下公式計算：

通過上述公式得到不同成分的密度分布情況，接著我們利用貝葉斯方法應用蒙特卡洛模擬進行擬合，通過將薄盤和厚盤的標高，恒星數密度，以及薄盤和暈的占比分別設為自由參數，根據經驗給定一定的先驗分布，通過模型進行擬合，最終我們設定的自由參數的最佳擬合值將由似然函數的峰值進行給出，參數的誤差由MCMC 樣本中的15%和85%進行給出。

3 結果

我們將樣本恒星密度點劃分進每一個R 切片之中，然后通過MCMC 擬合得到每一個切片對應的密度以及標高，這里R 切片的中心分別對應R=7.5，7.75，8，8.25，8.5，8.75，9，9.25，9.5，9.75，10，11，12，13，14，15，16，17，18，19.5，21.5 和 24.5kpc, 在R<11kpc 的切片，其寬度為0.25kpc,對1111kpc,雙盤成分已經不能得到較好的擬合結果，因此我們采用的是單盤成分進行擬合。

圖2 R=9.5kpc 處的MCMC 擬合結果

我們將擬合所得到的結果進行統計擬合，在圖3 中展示了不同成分的徑向密度分布情況。橫坐標表示銀心距，縱坐標表示徑向密度取對數。圓點、正方形、三角形分別表示薄盤，厚盤和暈。虛線表示我們對所得到的數據點進行加權線性擬合得到的結果。左上部分虛線可以表示對R<11kpc 處，薄盤密度進行線性擬合。中間上部分虛線表示對1114 kpc，標長為2.54；厚盤的標長為2.18kpc.除薄盤在R<11kpc 處外，其余標長結果與wang(2018)比較一致。除了標長，標高也在一定程度上反映了盤的結構。圖4 展示了薄盤與厚盤的標高所R 變化的情況。正方形和三角形分別表示薄盤和厚盤。標高在一頂成都上是對銀盤在垂向結構的一個重要探針，我們可以通過標高的特征高度進而說明銀盤厚度的變化情況。通過圖我們可以發現，無論薄盤或是厚盤，標高都有先減小后增大的趨勢，在R>9kpc 之后均會增大，也就說明，在外面部分盤在逐漸增厚。這與前人所提的盤邊緣增厚結論剛好一致[7]。對于內盤部分標高呈現逐漸降低可能是由于收到銀河系內部棒結構的影響，棒在一定程度上會發生擾動，會導致周圍的恒星發生一定的遷移，也就是說在周圍的恒星數密度會發生改變，對這一現象還有待更多的數據加以補充說明。

圖3 展示了不同的成分的徑向密度分布情況

圖4 展示了薄盤與厚盤標高隨R 的變化情況

4 結論

本次工作主要利用LAMOST DR5 的紅巨星樣本重現了銀盤的結構，通過將銀心距R 進行切片擬合垂直密度分布，探究了盤和暈不同組成成分在銀心距上的密度分布情況。我們發現銀盤的總密度并不是一個單一的指數盤，而是需要用雙盤進行擬合，也就說明了薄盤和厚盤兩種成分同時存在。同時在R=11和14kpc 處均有密度突變，這與Robin(2012)年的結果相近[8]，但這有可能是由于觀測是由于銀盤的的翹曲導致在我們的視線方向恒星數急劇減少，是的密度區域出現驟降的情況[9]。也有可能是盤的徑向遷移導致出現密度的折點變化情況。同時分析了盤的標長和標高，我們發現隨著距離的不斷增遠標高在不斷地增大，也進一步的說明了銀盤外盤邊緣不斷增厚的過程[10]。對于外盤邊緣增厚，有部分研究者認為是由于盤的徑向遷移導致，也有學者認為是恒星坍縮造成，但由巡天設備的局限性，使得我們在外盤的恒星信息比較少，因此我們需要更多充分的數據子再進行說明。對于銀盤的結構的研究除了銀盤邊界的探索，還有銀盤的翹曲和非對稱性在一定程度上也能直觀的反映出銀河系的形成與演化現狀。我們期望獲取更多的數據能夠更加細致的探索銀盤，進而更加深刻的了解銀河系的演化情況。