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星海微萤

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日志

 
 

银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 3 节)  

2013-03-28 11:59:43|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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3. 银河系的恒星巡天

3.1. 巡天的迫切需要

理想的一次巡天所能得出的结果,是包含了整个“银盘”范围内大量恒星的一份星表,其中列出它们的三维位置和三维速度(x , v)、元素的丰度([X/H])、每颗恒星的质量(M*)、年龄(tage)、成双性和视向红化(AV),以及有关的不确度。而且,这些不确度,在与用来构成恒星的多维平均数密度 n(x , v , [X/H] , M* , tage) 的比例尺度比较时,应该“很小”。实际上,这在可预见的将来根本做不到,而且很明显,n(x , v , [X/H] , M* , tage) 的取样越“完整”,就总是需要做越多的工作。这样一种包罗万象的巡天,将意味着在涉及 x v [X/H] M* tage 的整个相关取值范围内 *,进入星表的概率 pcomplete(x , v , [X/H] , M* , tage) = ~ 1

 


* 例如,对于“银盘” ,这一范围为 1 DGC 20 秒差距,| v | 600 千米·秒-1 ,等等。

 

 

任何真实的巡天都是在上述参数空间内的一种特定的折衷选择。从根本上说,任何巡天的 pcomplete ,即任何给定的恒星最终被纳入星表的概率,总是受到“直接可观测量”空间中的一些量的限制,其中最主要的是与巡天的流量极限或者星像密集极限相比的恒星的流量(或者信噪比)。然而这些“直接可观测量”通常并不是最主要的在天体物理学上令人感兴趣的量,比如说 x v [X/H] M* tage 。尽管对于某些量来说完全地完整是实际上做得到的,例如像巡天所涉及的角度 (l , b) 的范围以及速度 v ,可是对于其他的一些量来说并不是这样。巡天的有效空间范围对于光度越大的恒星来说总是越大,巡天的距离极限在观测波长处尘埃消光越低的方向总是越远;而且,固定曝光时间的全天空巡天在越是靠近核球的方向由于恒星的密集而深度越浅。

因此,一般地说,“完整”,是一个无法达到的目标。而且,一些样本即使对于某些物理量来说是“完整”的,例如空间范围或者质量,这样的样本能立即引起人们的兴趣,并且使得分析变得容易,可是在许多巡天中它们的实际构建是以丢弃相关的星表条目中一个相当大的部分(常常是大部分)为代价实现的。采用正确的分析工具,了解巡天的(不)完整程度,并把它变换到感兴趣的物理量,比挑选“完整”的样本更加重要。我们将在第 4 节中回过头来再谈这个问题。

3.2. 可观测量和感兴趣的物理量

我们想要用来描述“银盘”并对它建模的恒星物理属性(x v [X/H] M* tage)一般不是直接的可观测量。这首先是这样一个事实,即在可观测量空间中对应于 (x , v) 的自然坐标,采用位置和速度的日心参考系,分别是 (l , b , D) (vlos , μl , μb)

总的来说,银河系的恒星巡天分为两个看来似乎互不相交的类别:成像和分光。成像巡天获得的结果,只要测光解[例如,施拉夫利(Schlafly)等人 2012 年论文]和天体测量解[皮尔(Pier)等人 2003 年论文]已经得出,就是给出一颗颗的源的角位置和流量(通常为 2 10 个通带)的星表。如果是多个历元的巡天,或者把不同历元的不同巡天进行比较,那么就能给出自行,还有——如果精密度足够的话——有用的视差[(例如,佩里曼(Perryman)等人 1997 年论文;芒恩(Munn)等人 2004 年论文]。分光巡天采用不同的仪器或者甚至作为互不相交的巡天来实施,通常是以预先已有的测光星表为基础。这些光谱,通常是对于远为少得多的天体,一方面给出了 vlos ,而另一方面,则可以由这些光谱估计“恒星参数”Teff log g [X/H][例如,诺德斯特罗姆等人 2004 年论文;彦尼(Yanny)等人 2009 年论文]。不过,“成像”和“分光”两类巡天仅仅是看起来似乎互不相交,因为多波段测光可以被另行解读为一种(非常)低分辨率的光谱,而且某些恒星参数(例如,Teff [Fe/H])可以用测光和(或)光谱两者来加以确定(例如,伊弗齐奇等人 2008 年论文)。

 

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5.  由银河系巡天中的可观测量可以确定的恒星参数:这幅图以简化的图形的形式,对银河系巡天中的恒星的可观测量(用加粗的点线画的圆和椭圆)与每颗恒星主要的需要得到的量(用细虚线画的圆和椭圆)、它的恒星参数距离之间的逻辑依赖关系,给出了示意式的概括,正是这些量,给出了与星系的形成过程、恒星的形成过程以及银河系的尘埃分布有关的各种先验的预期(上)。基本的可观测量有:视向速度 vlos 、自行 μ 、视差 π 、多波段测光 mλ 和由光谱得出的光球参数(Teff log g 、丰度 Z);它们大多数通过 Δx 依赖于太阳的位置 x 。主要的需要得到的量有:恒星的质量 M* 、年龄 tage 和丰度 Z ,以及它离太阳的距离 D 和沿视线方向的(尘埃)消光 AV M* 、年龄 tage Z D AV 的先验概率由我们关于恒星形成过程(初始质量函数)、银河系的整体结构和对尘埃分布的各种约束的看法来获悉。总的来说,大多数巡天分析的目的就是要确定对于一组给定的需要得到的量来说的恒星可观测量的概率。这既需要等龄线,又还需要恒星大气模型[伯内特(Burnett)和宾尼 2010 年论文]。在实际工作中,现有的银河系巡天的分析大多数可以按这幅示意图成图,逻辑的依赖关系常常被假定的逻辑条件替代(例如,“使用消红化流量”、“假定恒星在主序上”,等等)。这一图形的形式还可以作若干简化。

 

对于“可观测量”与“感兴趣的量”之间的在实际工作上的联系,有必要作深入的讨论。对于任何严格的巡天分析来说,它与巡天的选择函数(第 4 节)一起,是两个关键的要素之一。就某些量而言,例如 (l , b) vlos ,这种联系是完全直接的;但它还是需要作一次坐标变换,涉及到 R vLSR ,当然还有距离,因为大多数动力学模型或者形成过程模型都是以原点在银心的某个静止坐标系作为框架的。类似地,把对 μl μb 的估计转换成 v(和 δv)的两个分量需要知道距离。在图 5 中,我们给出了对于在银河系巡天中“天体物理学参数测定”任务的图形式概括。在下面的各个小节中,我们对这一图形的一些不同的方面进行讨论。

3.2.1 距离估计

很清楚,“直接”的距离估计,这种估计与恒星的任何内禀的特性无关,例如视差的测量,应该首先被采用。现在,由“依巴谷”,在 = ~ 100 秒差距之内,已有大约 20,000 颗恒星具有很好的视差距离估计(佩里曼等人 1997 年论文;欧洲空间局 1997 年报告)。而盖亚的空间天体测量任务的成功,将把上述范围扩大到 = ~ 10 千秒差距之内的 = ~ 109 颗恒星[德·布瑞因内(de Bruijne2012 年论文]。不过,载有盖亚视差的星表能广为使用,离开本文的写作还有 5 年之久,而且,甚至在盖亚之后,现在已有的那些大天区测光巡天[例如,斯隆数字化巡天(SDSS)或全景式巡天望远镜和快速反应系统 1 号望远镜(PS1)巡天]中的大多数恒星仍将没有盖亚提供的视差估计,这简单地就是因为它们太暗弱。

 

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6.  “物理”颜色星等图,给出了两种金属度的 BaSTI(恒星轨迹和等龄线包)等龄线,年龄在 109 1010 年之间,间隔 0.2 德克斯。这幅图用来作为讨论如何由可观测量得出恒星的物理参数(距离、年龄、丰度)的参考(见第 3.2 节):主序上的光度与年龄没有关系,这可以用来作出稳健的测光距离估计;在转出点附近和(亚)巨星支上 L Teff 对于年龄和丰度的敏感性可以用来作出很好的年龄测定,但只有当存在基于视差的距离等等时才可能。

 

因此,重要的是要讨论到恒星的测光(分光)距离估计的基础和实际做法,这种距离估计方法就目前可以利用的数据的品质来说,实际上可以获得十分高产的结果。这样的距离估计,当使用所谓的标准烛光时,例如蓝水平支星(BHB)[西尔科(Sirko)等人 2004 年论文;薛(Xue,音译)等人 2008 年论文]或者近红外巡天中的“红簇星”[例如,阿尔维斯(Alves)等人 2002 年论文],完全基于测量得到的流量与推断的内禀光度或绝对星等的比较,具有在银河系中很好地建立起来的跟踪记录。不过当然,如图 6 中的“物理赫罗图”(L Teff 关系图)所表明的,一些与距离无关的可观测量在很大程度上会对光度起着约束作用,并进而约束着基本上所有的恒星。最主要的是,这些与距离无关的可观测量是 Teff 或者颜色,以及 [X/H] ,有可能会被分光的 log g 估计所拉高。

在没有视差的情况下估计距离的总的框架已在伯内特等人 2011 年论文或布雷德尔斯(Breddels)等人 2010 年论文中给出,并由图 5 中的图形加以了描绘。从根本上说,目的是要确定距离模数(DM)的似然函数:

 

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                                 1

 

 

其中,mi 是在各个不同的通带(也就是“颜色”)中恒星的视星等,而 M* 是这颗恒星的质量,它由这颗恒星的光度和颜色(在给定的 [Fe/H] tage 处,见图 5)推测得到。请注意,[Fe/H] 似乎既是观测确定的数值,又是模型参数,它决定了等龄线的位置。为了使用不同金属度恒星的不同的空间分布,[Fe/H] tage 的先验概率可能会依赖于距离模数(在这种情况下,天空的位置也将被纳入 3 维位置的计算)。

为了得到距离模数,我们需要让那些麻烦的参数(在上述情况下是 M* [Fe/H] tage)边缘化,并且需要得到关于这些麻烦参数相对概率的外部信息(即先验信息)[例如,贝勒—琼斯(Bailer-Jones2011 年论文]。正如图 6 清楚地表明的,由此得到的距离估计的精密度依赖于演化阶段、观测信息的品质和一些先验的信息。举几个例子:对于位于主序下段的恒星,光度仅是 Teff 或者颜色的函数,与年龄无关;因此,只要金属度已被很好地确定(δ[Fe/H] 0.2),而且根据统计或者通过 log g 估计,这个天体是一颗(亚)巨星的概率很低,那么它的光度就能够很好地确定(= ~ 510%)。尤里奇等人 2008 年论文指出,这样的精密度甚至当金属度的确定仅来自测光时也有可能达到。在巨星支上,颜色受到金属度(并且还有年龄)的影响与它们受到光度的影响差不多;因此,测光距离的精密度较低。尽管如此,好到 = ~ 0.02 星等的光学颜色和达到 δ[Fe/H] 0.2 的金属度可以把巨星的距离确定得好到 = ~ 15% ,只要能先验地预期这颗恒星是年老的恒星(薛等人 2012 年论文,在准备中)。分光数据的作用体现在 log g Teff 的测定中,尤其是在有显著的红化的情况下,另外它还能用来确定丰度,尤其是 [Fe/H] 。尽管只有高色散和高信噪比的光谱才能得出严密的 log g 估计,然而即使中等分辨率和中等信噪比的光谱[就像斯隆银河系认识和探索扩展(SEGUE)与大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜LAMOST)两个巡天计划那样;见第 3.3.2 节],也足以满足把巨星与矮星区分开的需要(例如,彦尼等人 2009 年论文),因此可以把等龄线中 L(颜色、[Fe/H])的多个分支鉴别出来。尽管主序转出点恒星已经广泛地用于制作银河系的 3 维图[主要是银晕;例如,别洛库罗夫(Belokurov)等人 2006 年论文;尤里奇等人 2008 年论文;贝尔(Bell)等人 2008 年论文],因为这些恒星属于在一些典型的巡天中可以大量找到的恒星类型,可是对于这些恒星,精密(< 20%)的分光测光距离是最难以得到的(例如,舒恩里奇等人 2011 年论文)。

这类分光或测光距离估计的绝对尺度,在大多数情况下,与疏散星团或球状星团有联系,这些星团的距离、年龄和金属度,被认为是已知的[例如,彭特(Pont)等人 1998 年论文;安(An,音译)等人 2009 年论文]。因为疏散星团和球状星团的数量相对来说较少,尤其是,年老的疏散星团更加罕见,所以已知年龄和金属度的取样是稀疏和非均匀的。因此,对于“银盘”中的任何年龄或者金属度的恒星来说,做这种工作的时候必须要谨慎。令人感兴趣的是,全天空的运动学巡天提供了对距离尺度进行自校准的可能性(舒恩里奇等人 2012 年论文),这种自校准利用的是视向速度和自行之间必须在动力学上一致的要求。

3.2.2 化学丰度

化学丰度在天体物理学上是极其重要的,因为它们是“银盘”的增丰历史留下的证据,而且是识别各个不同的恒星子群的能长期存在的标志。大体地说,金属是在恒星中作为核燃烧的副产物产生、并通过超新星爆发和星风弥散到星际介质中去的。这导致了金属度随着时间的流逝变得越来越高的趋势,即伴随着“银盘”从里到外地形成,“银盘”的内层中的化学演化或者说金属增丰变得更快。尽管所有的超新星都产生铁,然而 α 元素增丰主要通过短寿命大质量星生成的 II 型超新星产生。因此,直到 Ia 型超新星开始出现,这通常要延迟 20 亿年[例如,马陶西和雷基(Recchi2001 年论文;达伦(Dahlen)等人 2008 年论文;毛兹(Maoz)等人 2011 年论文],这期间的早期银盘中的星际介质,以及从中形成的恒星,所具有的 [α/Fe] 都比今天的高。对于平滑的恒星形成历史,[α/Fe] 单调地随时间降低。不过,恒星的形成过程是爆发性的,例如,发生在一次富含气体的合并之后,因此可以重新出现较高的 [α/Fe] ,使得 [α/Fe] 与年龄之间的关系依赖于恒星形成历史例如,吉尔摩和怀斯(Wyse1991 年论文]。

丰度信息除了用来解决与天体物理有关的问题之外,在要得到距离(第 3.2.1 节)和年龄(第 3.2.3 节)时也有着巨大的实际重要性。在“丰度”[X/H] 中,“金属度”[Fe/H] 对于距离估计尤其有着最大的重要性。[X/H] 的实际测定分为三大类:由宽带或者窄带测光估计(通常仅估计 [Fe/H] ,或者用 [M/H] 作为整个金属含量的代表);依据中等分辨率(R = 2000 3000)的光谱估计;或者由高分辨率光谱(R = 10,000 和更高)估计,后者可以测定单个元素的丰度。这里,我们对用这三种不同方法获得的丰度作简短的讨论。

——由测光得到的恒星化学丰度:丰度可以通过测光来确定——至少对于某些类型的恒星是这样——这在半个世纪前就已经开始做了[沃勒斯坦(Wallerstein1962 年论文;斯特龙根(Stromgren1966 年论文]。金属谱线覆盖的总的程度或者一些特定吸收特征的强度随 [Fe/H] 而变[例如,貝姆—費坦瑟(Bohm-Vitense1989 年论文],这会使得宽带流量并因而颜色发生轻微的改变。由 Teff 或者其他恒星参数的变化,可以在怎样的程度上揭示化学丰度的情况,这当然依赖于恒星的质量和演化阶段。使用最广的方法是“红巨星支颜色”,如果年龄和距离已经预先知道,那么这种方法是一种特别有用的加速度估计方法[例如,麦康纳奇(McConnachie)等人 2010 年论文中 M31 的情况]。在银河系中,一些不同的“紫外色余方法”(沃勒斯坦 1962 年论文)已被非常成功地用于估计大量恒星的 [Fe/H] 。尤其是,伊弗齐奇等人 2008 年论文校准了 F G 型主序星在斯隆数字化巡天的 (u - g) (g - r) 颜色平面中对于分光金属度估值的位置。他们根据斯隆数字化巡天的测光结果,表明了可以达到 δ [Fe/H] = ~ 0.1 0.3 的金属度精密度,具体依赖于恒星的温度和金属度。他们用这种方法确定了超过 2,000,000 颗恒星的 [Fe/H]

某些窄带或中等带宽的测光系统[最有名的是斯特龙根系统;斯特龙根 1966 年论文;贝塞尔(Bessell)等人 2011 年论文],它们把一些滤光片置于一串吸收特征上面,用来确定恒星参数,尤其是金属度,甚至可以把 [Fe/H] 估计得更好。最近,阿纳多蒂尔Arnadottir)等人 2010 年论文和卡萨格兰德(Casagrande)等人 2011 年论文对此作了很好的描绘,他们把斯特龙根测光与由高分辨率光谱得到的丰度比较,表明了在某些 Teff 范围内 [Fe/H] 的精密度有可能 0.1 德克斯。卡萨格兰德等人 2011 年论文还表明,精密的斯特龙根测光可以把 [α/Fe] 确定得好于 = ~ 0.1 德克斯。此外,窄带测光可以在比斯隆数字化巡天的测光更宽的恒星藏书范围内提供很好的金属度估值(δ [Fe/H] = ~ 0.2)。

的确,在文献中可以散见一些争论,某些测光得出的丰度测定值精密度是站不住脚的,因为对于手头的一个样本,同样的处理方法得出了很差的 [Fe/H] 估值。在许多情况下,这种似乎有理的争执可以追溯到这样一个事实,即在 Teff log g tage 的参数平面中,不同的处理方法运用时所能达到的准确度有着剧烈的变化。

由盖亚得到的丰度信息,对于大多数恒星来说,将基于分辨率仅仅 R = 15 80 的光谱;而且,尽管这些数据是通过色散元件产生的,然而最好把它们看作多个窄带的测光;对于 g < 19 F G K M 型恒星,预期盖亚的数据可以得出 δ [Fe/H] 0.2[刘(Liu)等人 2012 年论文]。

——由高分辨率分光得到的恒星化学丰度:高分辨率分光(R 10000),无论是光学波段的,还是近红外波段的[斯坦梅茨(Steinmetz)等人 2006 年论文;阿连德·普列托(Allende Prieto)等人 2008 年论文],都是获得一个个元素的丰度以及确定在物理上有积极作用的恒星光球模型中任何丰度标度的必不可少的工具[例如,阿斯普伦德(Asplund)等人 2009 年论文;爱德华兹森(Edvardsson)等人 1993 年论文;雷迪(Reddy)等人 2003 年论文;本斯比(Bensby)等人 2005 年论文]。然后对丰度的拟合,一种是通过直接按像素或者流量间隔对光谱建模,另一种更为通用的是把观测得到的光谱和模型光谱分解为一组谱线等值宽度,用 χ2 检验的方法作比较。根据现有的有代表性的光谱,可以得出大约 10 20 种丰度,相对精密度达 0.05 0.2[例如,雷迪等人 2003 年论文;博伊切(Boeche)等人 2011 年论文]。高分辨率分光一直就是细致研究银河系中化学和动力学格局的金标准。

——由中等分辨率分光得到的恒星化学丰度: 近些年,大型的中等分辨率分光的数据集 *  已经变得可以利用,其中最主要的是前些年的斯隆数字化巡天、银河系认识和探索扩展所获得的数据(彦尼等人 2009 年论文),但在将来还有由大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜获得的数据[邓(Deng)等人 2012 年论文]。对于 F G K 型星,这样的一些数据可以提供稳健的金属度 [Fe/H] ,好到 δ [Fe/H] 0.2 ,并可确定 [α /Fe] ,达到 δ [α /Fe] 0.15[李(Lee)等人 2008 年论文 a ;李等人 2011 年论文]。这些数据的准确度已经通过与高分辨率分光的对比并通过一些已知金属度的球状星团巡天光谱加以证实(李等人 2008 年论文 b ;李等人 2011 年论文)。最近,博维等人 2012 年论文 c 致力于用另一种方法来确定当“银盘”恒星的丰度测定值 [Fe/H] [α /Fe] 通过分析这些恒星的丰度与运动状况的关系得出时的精密度(不是准确度)。他们求得,在采用适当的运动假设时,斯隆数字化巡天的 G 型矮星光谱肯定能把恒星的 [Fe/H] [α /Fe] 分别确定得达到 0.15 0.08 德克斯的水平。这样的精密度应该是可以与在“银盘”中得到的丰度 [Fe/H] [α /Fe] 的取值范围(分别为 1.5 0.45 德克斯左右)相比的,这表明了中等分辨率的分光对于辨别出按照丰度选择的“银盘”中恒星的子样本是非常有用的。

 


*  视向速度实验(RAVE)巡天的分辨率 R = 7500 ,被某些自重的恒星分光研究人员认为是中等分辨率。

 

3.2.3 恒星的年龄

对于认识“银盘”的形成来说,恒星年龄的确定当然是极其珍贵的信息,可是实际上却非常难得到。索德尔布洛姆(Soderblom2010 年论文的评述给出了对于这个问题的极好的阐述,而我们在这里仅仅是把几个要点概括一下。对于这里讨论的大样本,绝对年龄的校准不是最需要优先考虑的事情,但目标是要给出对于尽可能多的恒星的年龄限制,即使仅仅是相对的年龄限制。采用索德尔布洛姆 2010 年论文中的术语,与这里有关的是“以模型为基础”的或者“经验”的年龄的确定:其中,与当前的情况(5 亿年 tage 130 亿年)有关的主要有三类,取决于恒星的类型和可以利用的信息。第一类,是恒星的色球活动或自转随年龄的增长所发生的衰减,这导致了已经对星团作了校准的一些经验关系[例如,巴留纳斯(Baliunas)等人 1995 年论文],尤其适用于年龄小于几十亿年的恒星。索德尔布洛姆等人 1991 年论文表明,对于 F G K 型恒星,预期的年龄精密度约为 0.2 德克斯。第二类,是星震,这种对于与年龄有关的内部结构的探测,可以把年龄确定得很好;由“开普勒”太空观测项目得到的优异的光变曲线的出现,现正使得在“银盘”的相当大的区域内确定恒星——尤其是巨星——的年龄成为可能[范·格洛特尔(van Grootel)等人 2010 年论文]。

第三类,是对于“银盘”来说最普遍适用的方法,是把等龄线与恒星在观测得到的或者物理上的赫罗图也就是 L(或 log g)与 Teff [Fe/H] 平面中的位置作比较(见图 6)。在理想情况下,一颗恒星的一组观测约束 {data}obs 将是一些精密的测定值 {data}obs = {L , Teff , [Fe/H]} ,或者也许是 log g Teff [Fe/H] 的精密的估值。然而直到达到 D 1 千秒差距的好的视差存在为止,L 一直是很差的约束量(不涉及 Teff [Fe/H] 等),而且 log g 的误差棒相当长(= ~ 0.5 德克斯),仅留下 Teff [Fe/H] 是测定的很好的可观测量。

恒星的所有这些可观测特性从根本上来说只依赖于几个物理模型参数,即恒星的 M* [Fe/H] tage(图 5),而且这些可观测量(在年龄给定时)可以通过等龄线推测出来[例如,吉拉迪(Girardi)等人 2002 年论文;皮特费尔尼Pietrinferni)等人 2004 年论文]。于是,对于任何一组观测约束,一颗恒星的年龄的概率就可以由类似(1)式中对于测光距离那样的表达式来给出[参看武田(Takeda)等人 2007 年论文;伯内特和宾尼 2010 年论文]:

 

银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 3 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

             ,                                       (2

 

 

其中,p({data}obs | M*, [Fe/H] , tage) 是这些数据给出这些模型参数的概率(即似然率);这一分布的形状已把可观测量的不确度包含在内。而且,并非所有 M* [Fe/H] tage 的组合都有相同的似然率,因为在我们有关于 pp ( [Fe/H] | tage) 的先验信息。在对任何一颗恒星进行分析时,那些先验的期望值来自我们关于银河系形成过程的整体图景,来自我们对恒星质量函数的认识,或者它们也许反映了样本的特性。具体地说,如果人们接受在“银盘”中有一个近似普适的初始质量函数的话,那么 pp (M* | tage) 就简单地反映了在 M*, max (tage) 处截尾的质量函数。

M* [Fe/H] 的积分,或者说它们的边缘分布,如图 5 所示,当然涉及以等龄线为基础的对可观测量的推测 {params}ic ,因此

 

银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 3 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

 ,                 (3

 

 

其中,{params}ic 例如可以是 {L , Teff , [Fe/H]}ic (M* , [Fe/H] , tage)

为了得到不同的假设年龄的相对概率 L({data} obs | tage) ,人们可以简单地遍及在 tage 时的 M* [Fe/H] 的一切组合,并对它们进行积分,对于 M* [Fe/H] 的每一组合,看看这样的观测结果有多大的可能性。已经对不同的大样本实际上这样做,其中光度的确定或者依据视差、或者依据 log g(见诺德斯特罗姆等人 2004 年论文;武田等人 2007 年论文;伯内特和宾尼 2010 年论文)。

这样定出的年龄的品质,剧烈地依赖于恒星所处的演化阶段和那些观测测定值的品质。使用图 6 中的两种金属度的等龄线作为引导,看一下几个重要的方面是值得的。请注意年龄 > 10 亿年的恒星,它们组成了 90% 以上的“银盘”,对应于上述图中最后的 4 条等龄线。

1)对于主序下段上的恒星(在那里,主序生存时间超过 100 亿年;L L),等龄线拟合基本上不能给出对年龄的任何测定结果;然而,那里的测光距离估值是最稳健的。对于主序上段的恒星,(2)式“自动”给出了简单的年龄上限,那是由主序上的生存时间给出的。

2)对于靠近主序转出点和位于水平支上的恒星,给定金属度的等龄线分散得很开,这使得年龄可以确定得很好:武田等人 2007 年论文对他们的 log g < 4.2 的恒星获得的相对年龄精密度为 = ~ 15% 。同样,日内瓦与哥本哈根巡天(GCS)中的恒星基于视差的光度给出的已经离开主序的恒星的年龄估计精密度为 = ~ 20% 。请注意,(2)式中 [Fe/H] 的边缘分布和图 6 中等龄线对金属度的很强的依赖表明了拥有好的金属度估值是多么关键:没有非常好的金属度,在颜色星等图中的许多地方,即便使用优异的盖亚视差(并因此优异的光度),也不能得出很好的年龄估计。

3)在红巨星支上,给定金属度的等龄线之间,L Teff 有某种程度的分散;但对于 > 10 亿年的年龄,Teff 对金属度的依赖是如此强烈,以致要精密地估计年龄是不可能的。

请注意,即使没有很好的独立的 L 测定值,(2)式给出的公式也至少给出了对年龄的某种限制(例如,伯内特和宾尼 2010 年论文),这是因为恒星的不同阶段持续的时间变化极大,在(2)式中,会通过对 M* 的强烈的依赖来体现出来。

3.2.4 星际消光

银河系中复杂的尘埃分布本身当然是非常令人感兴趣的[例如,杰克逊(Jackson)等人 2008 年论文],它们勾画出旋臂、恒星的形成场所,并制约着银河系物质的循环。对于银河系中整体的恒星分布研究工作来说,它们最主要的是增添了麻烦,而且在某些天区,例如在非常低的银纬,几乎完全阻碍了对处在众多恒星中的银河的完整观测[例如,尼德威尔(Nidever)等人 2012 年论文]。与星系巡天的分析不同,在星系巡天中,尘埃消光总是发生在前景中,并可以用某种整体的测量结果 Aλ (l , b) 来改正[例如,由施莱格尔(Schlegel)等人 1998 年论文],而对于银河系内部的巡天,人们必须知道尘埃的三维分布 Aλ (l , b , D) 。一方面,人们必须知道、并且按边缘分布计算出给定样本中每颗恒星的消光,最主要是要得到它的内禀特性。另一方面,对于许多建模中的应用来说,人们需要完整的三维消光信息 Aλ (l , b , D) ,其中还包括沿着没有任何恒星的方向的信息,例如,为了确定“巡天的有效空间范围”(见下文)就需要这样做:这样就使得在一个给定 (l , b , D) 的样本中没有任何恒星是因为其中真的没有恒星、还是因为消光使得其中的恒星都暗于样本的某个流量阈值,有了差别。

对于任何给定的恒星,在给出了多波段测光或光谱之后,确定消光的实际方法,最近已经由例如贝勒—琼斯 2011 年论文和马耶夫斯基(Majewski)等人 2011 年论文对不同范围的 Av 给了出来。在缺少恒星的视差距离或光谱的情况下,Aλ (l , b) 的估计不可避免地要涉及把恒星的光谱能量分布映射回到被认为是无红化时的光谱能量分布,即所谓的恒星轨迹。这种去红化方法可以定出消光的量值,但仅仅是通过消光引起的波长变化、也就是红化来确定的。

由光谱或者由已经准确知道的视差距离来得出 Teff L 的估计,这当然可以把消光确定的更准确,因为去红化后的颜色优先得到确定,而且因为用来确定“消光”的不仅仅是“红化”。

逐颗恒星的消光信息的提取,这可以与绘制尘埃发射率的图结合在一起(例如普朗克合作团队等人 2011 年论文),而怎样提取这些信息,以便得到连续的 Aλ (l , b , D) 估计,这样做的方法还没有确立起来。这一任务并不是那么简单的,因为发射线的图表明,尘埃(并因而)消光的分布具有分形的性质,这种性质一直到非常小的尺度仍保持着。据推测,在 Aλ (l , b , D) 之间对一组恒星作内插的某种形式,运用了高斯处理的那些特性,是一条明智的前进途径。

3.2.5 向着“银盘”巡天的最佳分析前进

现在,是要通过由直接可观测量严格地构建感兴趣的物理量 x v t age [X/H] M* 的概率密度函数,把前面的这些任务放到巡天的最佳分析的基础之上,从而使得最佳的动力学建模成为可能。前面的几个小节表明,整个处理(图 5)的许多小的方面已经在做,并且已经发表;同时,一个总的框架已经由伯内特和宾尼 2010 年论文给出。仍还缺少的是一个全面的实施方案,其中要使用最大数量的信息和计入所有的协方差,尤其是要把不同巡天的数据集置于相同的立足点之上。

 

1.  银河系恒星测光巡天

 

银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 3 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

3.3. 已有和目前的“银盘”巡天

对于我们银河系内的恒星,现有若干巡天刚完成、正在进行中和即将开展,它们全都有不同的长处和短处。表 1 和表 2 给出了一些关系最紧密的巡天项目的简短的概况。这些(在地面上进行的)巡天分为两类:大天区多色成像巡天和多目标光纤馈输分光。大体上说,在地面上进行的成像巡天给出了完整的(星等受限的)取样的恒星的角分布、达到 = ~ 3 毫角秒·年-1 水平的自行(与更早成像历元的观测结合)和测光距离;对于一定温度范围内的恒星(F K 型矮星),它们还可以给出金属度的估计。

在地面上进行的分光巡天全都是以“后继”方式进行的,也就是说,它们是从某一先前已有的测光巡天中选择分光目标,其中使用了一组专门的目标选择算法。在大多数情况下,测光样本远大于能够拍摄的光谱的数量,因此目标的选择是严重的不足取样,在天区、亮度或颜色范围方面均是如此。这些巡天光谱给出的首先是视向速度,还有很好的恒星光球参数,包括较为详尽和稳健的元素丰度。

在这一节里,我们把自己限于到 2012 年夏天为止已经开始取得科学品质的数据的巡天,但盖亚卫星是个例外。

 

2.  银河系恒星分光巡天

 

银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 3 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

3.3.1 测光巡天分述

——2 微米全天空巡天(斯克鲁茨基等人 2006 年论文):这一巡天被设计为“全目的”的近红外(J H K)成像巡天,它产生了对银河系恒星分布迄今为止也许最引人注目和最清晰的观测,并且由于它的穿透尘埃消光的能力比光学巡天好,所观测的恒星的数量达到 5 亿颗。它的成像深度足以看到距离 > 10 千秒差距的中等消光的巨星,尽管不一定能辨认出来。它已经被非常成功地用于银河系外围特征的成图,例如人马星流(马耶夫斯基等人 2003 年论文)、外“银盘”中的麒麟特征[罗恰—平托(Rocha-Pinto)等人 2003 年论文]。它是若干分光巡天的测光基础,其中,就“银盘”而言,最值得注意的是阿帕奇波因特天文台银河系演化实验APOGEE)(见下文)。不过,它作为一次鹤立鸡群的巡天,由于由它的数据得出稳健的距离和丰度方面的局限性,对于增进我们对“银盘”的认识,尚不是非常合适。但在它完成后 10 年,它依然是在电磁波谱的光学和近红外区域内唯一的全天空巡天。就 10, 000 平方度的覆盖区域的成像来说,2MASS 现在已经被长景半球巡天(VHS)超越[麦克马洪(McMahon)等人 2012 年在准备中的论文]。

——斯隆数字化巡天[(例如,约克(York)等人 2000 年论文;斯托顿(Stoughton)等人 2002 年论文]:斯隆数字化(成像和分光)巡天的主要科学目标集中在星系的演化、大尺度结构和类星体上,而且它的 5 波段成像巡天由于它本身在很大程度上局限于 | b | > 30°而“避开”了大片的银河区域。尽管如此,斯隆数字化巡天的成像观测数据还是对银河系成图造成了巨大的影响。像 2 微米全天空巡天一样,受它的影响最剧烈的还是对银河系的外围部分的认识,在那里,它的成像深度(巨星达到 100 千秒差距,年老的主序转出点恒星达到 25 千秒差距)、它的精密的颜色以及用测光获得对金属度的限制的能力(伊弗齐奇等人 2008 年论文),都是最有效的。在此基础上,斯隆数字化巡天已经勾画出了一幅整体的恒星分布的图画、并还在继续完善之中(尤里奇等人 2008 年论文),还勾画出了银晕中的一些星流的最清晰的图画(别洛库罗夫等人 2006 年论文),并把已知的低光度星系的范围扩大了两个数量级[例如,威尔曼(Willman)等人 2005 年论文]。斯隆数字化巡天的测光和自行(通过与美国海军天文台的 USNOB 星表比较,δ μ = ~ 3 毫角秒·年-1)(芒恩等人 2004 年论文),已经可以用来探测“银盘”的运动状况[富克斯(Fuchs)等人 2009 年论文;邦德等人 2010 年论文]。不过,斯隆数字化巡天亮端的流量限制(g = ~ 15)使得用这些数据作几倍的 100 秒差距之内的太阳近邻区域的探测实际上很困难。

——全景巡天望远镜和快速响应系统(PanSTARRS 1 号[(Kaiser)等人 2010 年论文]:全景巡天望远镜和快速响应系统 1 号(PS1)是时域成像巡天,涵盖了 3/4 的天空(δ 30°),五个波段,成像深度和测光精密度可与斯隆数字化巡天相媲美(例如,施拉夫利等人 2012 年论文)。 全景巡天望远镜和快速响应系统 1 号的成像用 y 波段,而不是用 u 波段,这限制了它用测光确定金属度的能力。不过,它是在光学波段覆盖大片“银盘”区域、包括在 b = 0 的银心和反银心区域的第一个数字化多频段巡天。

——天空成图望远镜(SkyMapper)[凯勒(Keller)等人 2010 年论文]:位于澳大利亚的天空成图望远镜的南天空巡天开始于 2012 年,预定在 5 年之内覆盖整个南半球天空,深度接近斯隆数字化巡天。天空成图望远镜通过五块滤光片的特定选择,被设计为一个恒星天体物理学的巡天,通过两个蓝色中带滤光片(u v),确定金属度和表面重力。天空成图望远镜与全景巡天望远镜和快速响应系统 1 号一起,最后应提供光学波段到 g 21 的全天空覆盖。

3.3.2 分光巡天分述

——日内瓦与哥本哈根巡天(诺德斯特罗姆等人 2004 年论文):这是对“银盘”的第一次均匀的分光巡天,包括了远远超过 1000 颗恒星。对于银河系的近域(几倍的 100 秒差距)中具有依巴谷视差的 = ~ 13,000 颗恒星,它获得了斯特龙根测光和通过交叉相关分光测量得出的视向速度,并由它们得出了 Teff [Fe/H] log g 、年龄和双星信息。它在十年内一直是研究银河系中太阳周围区域的基础。

——斯隆银河系认识和探索扩展(彦尼等人 2009 年论文):在第一个十年内,斯隆数字化巡天的设备已经越来越多地将重点转移到更系统地针对恒星,最终对 = ~ 350,000 颗恒星获得了从 3800 埃到 9200 埃的 R 2000 的光谱。这一巡天目前正在提供越出太阳附近区域的“银盘”恒星最好的大样本,给出良好的距离(= ~ 10%)和良好的丰度([Fe/H] /Fe])。

——视向速度实验(RAVE)(斯坦梅茨等人 2006 年论文):视向速度实验是一个多光纤分光巡天,在英澳天文台的 1.2 米施密特望远镜上进行,到 2012 年为止,已经获得近 500,000 颗明亮恒星(9 I 13)在红色 Ca II 三重线区域(8,410 λ 8,795 埃)R 7000 的光谱。视向速度实验覆盖整个南半天球,例外的是低 | b | 和低 | l | 天区。这些光谱给出的速度好到 2 千米·秒-1 Teff  好到 = ~ 200 开,log g 好到 0.3 德克斯,还有七种元素的丰度好到 0.25 德克斯(博伊切等人 2011 年论文)。目前,精密的距离估计,即使是主序星,也仅限于通过利用精密(在 12% 的水平)的光学颜色来得到。

——阿帕奇波因特天文台银河系演化实验(阿连德·普列托等人 2008 年论文):阿帕奇波因特天文台银河系演化实验是唯一的银河系大规模近红外分光巡天;它开始于 2011 年春季,对预先选择的可能是巨星的 H 13.8 星等的恒星拍摄 1.51 微米 λ 1.70 微米波长区域 R 22,500 的光谱。它的目的是最终获得 100,000 颗恒星的光谱,得出的速度好于 1 千米·秒-1 ,还有各元素的丰度和 log g ;阿帕奇波因特天文台银河系演化实验的 [X/H] log g 的精密度还有待验证。近红外的较低消光 AH = ~ AV /6 使得阿帕奇波因特天文台银河系演化实验能够集中在低纬度的观测,以致大多数光谱都是在 | b | 10 拍摄的。

——欧洲南方天文台盖亚项目(吉尔摩等人 2012 年论文):欧洲南方天文台的盖亚项目,是欧洲南方天文台的一个 300 个夜晚的公开巡天,开始于 2012 年初,并将用甚大望远镜上的长颈鹿摄谱仪(GIRAFFE)以及紫外和目视阶梯摄谱仪(UVES)得到 100,000 个高分辨率光谱。它将对所有的银河系子系取样,而且与所有其他的巡天不同,将获得一些特性介于很大的范围内的疏散星团的一大批类似的光谱;这将构成对于“银盘”中的“场”星的完善的校准数据集。欧洲南方天文台盖亚项目的目标恒星通常会比阿帕奇波因特天文台银河系演化实验的目标恒星暗弱到 100 分之一,包括大多数主序星;然而,由于光谱在 0.5 微米处拍摄,欧洲南方天文台盖亚项目不能穿过“银盘”的被尘埃遮蔽的低纬度区域。

——大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜(邓等人 2012 年论文):目前正在地面进行的最大规模的银河系分光巡天,是在大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜上实施的巡天。这一刚开始的银河系巡天称为大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜银河系认识和探索实验(LEGUE),目标是要得到 r 18 250 万颗恒星的中分辨率光谱(R 2000)。就“银盘”而言,这一巡天预计将集中在银盘的外围,它的低纬度观测大多数是朝着反银心方向进行的。

3.3.3 未来巡天之路:盖亚

盖亚是一个空间天体测量项目,目前预定于 2013 9 月发射,将巡测整个天空暗到 20 星等的恒星,采用宽带白光 G 滤光片。德?布瑞因内 2012 年论文给出了对这一航天器的设计和仪器以及预期的天体测量性能的最新概述;刘等人 2012 年论文则给出了盖亚的恒星参数和消光测量结果的预期性能。尤其对于“银盘”的研究来说,盖亚将获得向外到大约 4 千秒差距、暗到(无消光的)G = ~ V = 15 F G 型矮星的视差和自行测量结果,好到 10% ,而且对于这些恒星,盖亚的分光测光还提供了好到 = ~ 5 10 千米·秒-1 的视向速度以及好到 0.1 0.2 德克斯的 log g [M / H] 。总的来说,盖亚将观测大约 4 亿颗 GRVS 17 的恒星——其中 GRVS 是视向速度分光测量仪(RVS)的累积流量——对于这些恒星,视向速度和恒星参数均可以测得(罗宾等人 2012 年论文)。

尽管由盖亚得到的高精密度的样本将提供超过目前的数据的巨大改进,然而重要的是要知道,盖亚的大多数设计目标受到无消光、无密集的限制,而盖亚的光学通带将受到银道面中很大的消光和密集的严重妨碍。在实际工作中,这将把“银盘”内的大多数被跟踪的天体限制在离太阳几千秒差距之内,而且盖亚将尤其难以测定“银盘”的大尺度不对称性,这种不对称性只有在能够观测到银心后面(银河系的“背面”,D 10 千秒差距,| l | 45°的情况时才能显示出来。盖亚的缺乏除了 [M / H] 以外的详尽的丰度信息,这也意味着它很可能需要伴随有后继的分光观测才能达到它确定“银盘”的形成和演化过程的全部潜力。一些后继的观测项目正在计划之中[例如,4 米多目标分光望远镜(4MOST);德容 2011 年论文],但是例如样本大小和丰度的精密度之间的权衡,迄今尚没有很好的研究工作已经完成。


(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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