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大型巡天时代的银河系星族(Ivezic 等人 2012)(第 7—8 节)  

2013-07-18 08:18:37|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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7. 尚未回答的问题

只要考虑一下仅仅十年前本领域的状况和有待解决的问题,就不难体会到现已取得的进展。银晕的金属度分布被发现具有一个金属度非常低的尾巴,它与运动状况相关,并表明了一个独立的外晕子系的存在。银晕的密度轮廓被证明是比原先认为的更复杂,在 25 千秒差距以外变得更为陡峭,并曾现出具有显著的次结构。发现了数十个矮星系和一些新的星流,其中有的前身明显是矮星系,这证明了人马星流并非是一个从性质来说独特的事件,虽然它仍然保持着最大星流的地位。最后,已经变得很清楚的是,银河系的薄盘和厚盘确实是截然不同的物理子系,它们可以依据运动状况和 [α /Fe] 比来区分,并细致具体地进行测绘和计量。因此,我们认为过去十年的大型巡天,已经成功地解决了第 3 节中提到的问题 1 4 ,以及问题 6

然而,就像通常都会出现的情况一样,这些突破给我们留下了新的疑难和问题,有待未来的十年里去思考。这里,我们仅提出几个问题,引起注意。

1. 两个在化学上和运动上独立的银盘星族的本质和形成机制是什么?在最基本的层面上,厚盘是一次或多次合并事件的结果,还是长期演化和径向迁移的自然结果?如果是后者,那么如何解释一些河外星系中看到的反向旋转的星系盘?

2. 如果厚盘是合并形成的,那么它为什么会有那么大的质量和众多的恒星?厚盘的物质有多大的比例(如果有的话)是通过吸积获得的,又有多大的比例来自原已落到薄盘内的物质(气体和恒星)的加热?即使只有一个单一的厚盘也可以说,还是要有多个交织在一起的星族,才能显示出它们起源于一次次的合并事件?难道这就是厚盘的金属度为什么较低以及 [Fe/H] /Fe] 的分布为什么非高斯型的解释?

3. 把核球的特性与银盘和银晕的特性相比,情况如何?

4. 内晕和外晕的区分,已被原地的测量结果证实了吗?目前,我们关于外晕星族的推断主要是由本地的按运动状况挑选的样本得出的。 r > 25 千秒差距的晕族恒星特性的原地测量结果,使用大而有代表性的样本,也许能解决这些争论。

5. 假定外晕与内晕截然不同,那么它们的起源和形成机制是怎样的?外晕中的恒星,有多大的比例(如果有的话)是在原地形成的,而不是来自于吸积?内晕中有多大比例的恒星,它们的起源可追溯到一些合并事件?就银河系的合并史而言,这告诉我们什么?

6. 最后,银河系的暗物质晕的引力势是什么情况?目前的多条证据都指明了接近球形,这对于 N 体模拟中预期的典型的暗物质晕(扁长形或扁圆形,q ~ 0.6)来说是一个有争议的结果。

8. 前进的道路

过去的十年在银河系的研究方面已经看到了迷人的观测进展。然而,这里讨论的结果将会由于若干即将实施的以地面为基地的大规模项目而大大地扩充,其中包括阿帕奇波因特天文台银河系演化实验、大面积多目标光纤分光望远镜(LAMOST)、天空成图望远镜(SkyMapper)、暗能量巡天(DES)、全景巡天望远镜和快速响应系统(Pan-STARRS)以及最终的大型概要巡天望远镜。这些新的巡天将延伸目前例如斯隆数字化巡天这样的巡天的暗限,幅度达 5 星等。(可惜,由于空间限制,我们不能指望一些红外巡天,例如像大视场红外巡天探测器(WISE)[赖特(Wright)等人 2010 年论文]、银河系后遗红外中间平面特别巡天(GLIMPSE)[丘奇威尔(Churchwell)等人 2009 年论文]、可见光与红外巡天望远镜(VISTA)[麦克弗森(McPherson)等人 2006 年论文]和英国红外望远镜红外深空巡天(UKIDSS)[劳伦斯(Lawrence)等人 2007 年论文]。这些巡天对银河系核球和被尘埃遮蔽的银道面区域将有重大影响。)此外,即将实施的盖亚空间项目将提供 r < 20 的源的优异的天体测量和测光测量准确度,并将使一些空前的科学项目得以进行。我们简短地介绍一下这些新的巡天以及它们对银河系研究工作可望具有的某些影响。

8.1. 斯隆数字化巡天阿帕奇波因特天文台银河系演化实验巡天

第三期斯隆数字化巡天阿帕奇波因特天文台银河系演化实验项目将很快得出对银河系的主要子系的化学和运动特性的前所未有的洞察,并给出研究核球的唯一数据集[阿连德·普列托等人 2008 年论文,洛柯西Rockosi)等人 2009 年论文,什亚冯(Schiavon)和马耶夫斯基 2010 年论文,爱森斯坦等人 2011 年论文]。阿帕奇波因特天文台的巡天项目是一项为期三年的高分辨率近红外分光巡天,目标位于 200 个星场的中心,这些星场覆盖了天空中约 1,200 2 。这个项目使用一台新的 300 根光纤馈入 H 波段(1.51 1.68 微米)摄谱仪,分辨率 R ~ 20,000 ,预期的信噪比对于 H ~ 12 的恒星为每分辨率元 100(使用由斯隆数字化巡天所使用的天体物理研究团队 2.5 米望远镜)。这一巡天的目的是要得出约 100,000 颗恒星的精密视向速度(σ < 1 千米·秒-1)和丰度(σ < 0.1 德克斯),这些恒星将使用 2 微米全天巡天中的成像巡天结果(一些红巨星一直到银心都可观测到)来瞄准。将要测量的为 15 种元素的丰度,包括 Fe C N O 、一些 α 元素、一些原子序数为奇数的元素和铁峰元素。

阿帕奇波因特天文台银河系演化实验项目是最早的穿透银道面中尘埃遮蔽的分光巡天(近红外 H 波段的消光与光学的 V 波段相比小到了六分之一),并给出了一个跨越所有已知的银河系子系的恒星化学丰度和视向速度的大型、统一的数据库。这些数据将提供一组稳健的约束,可以用来检验关于银河系的形成和演化的化学和动力学模型。尤其是,阿帕奇波因特天文台银河系演化实验的数据集将对银棒和旋臂的性质和影响提供强有力的新的约束,并且将引导对银河系疏散星团的一次后遗巡天,用以约束银盘的恒星形成和化学增丰历史[弗林查博伊(Frinchaboy)等人 2010 年论文]。

8.2. 大面积多目标光纤分光望远镜银河系巡天

大面积多目标光纤望远镜是一架 4 米级的望远镜,在焦面上有 4,000 根光纤,安装在华北的兴隆观测站。这架望远镜,由中国国家天文台建造,将在预期从 2012 年开始的五到六年期间对几百万颗银河系恒星进行分光巡天。大面积多目标分光望远这一银河系结构巡天的星等极限、波长范围和光谱分辨率将与斯隆数字化巡天的斯隆银河系了解和探测延伸项目所达到的类似。

归到大面积多目标光纤望远镜银河系了解和探测实验LEGUE名下的工作,其恒星科学目标被分为三大部分:(a椭球体巡天,(b反银心巡天c银盘和疏星团巡天。这些恒星巡天将占用可以利用的时间的大约一半,得出大约 600 万颗明亮盘族恒星以及至少 200 万颗较暗弱的晕族恒星的样本。这些巡天将得出银河系中恒星的最大的统一的分光数据集,比由斯隆数字化巡天和视向速度实验两项巡天合在一起所获得的光谱还多几倍。

8.3. 天空成图望远镜、全景巡天望远镜和快速反应系统以及暗能量巡天

这三项即将开展的光学巡天,将覆盖很长的一条条光学天空到很暗的极限,并且预定将得出许多有意义的发现。它们在许多方面与斯隆数字化巡天的成像巡天(包括测光系统)相似,但将在天空覆盖、成像深度和时间覆盖方面显著地加以扩展。

8.3.1. 天空成图望远镜

天空成图望远镜[默菲(Murphy)等人 2009 年论文]是一架 1.35 米的望远镜,视场 5.7 2 ,照相机为 0.27 吉像素。它的主要目标是承担南天巡天,对整个南天空获得六个波段、(每个波段)六个历元的数字记录。这一巡天的目的是要提供 8 < r < 23 的天体的天体测量和测光数据。六个历元的每一个都将使用 110 秒的曝光,这比斯隆数字化巡天的数据浅大约 1 星等;但在相加后,这些数据将达到斯隆数字化巡天的深度。四个红色的波段(griz)被设计得与斯隆数字化巡天的相似。天空成图望远镜另外还有两个与众不同的紫外波段:一个是类似斯特龙根(Str?mgren)系统的 u 波段,还有一个是特有的 4,000 埃附近的窄 v 波段。这两个波段包括了恒星光谱中的巴耳末跳跃,并设计得能有效地识别出贫金属星(贝塞尔等人 2011 年论文)。宣布的实施要求包括测光精密度全面达到 0.03 星等,而天体测量的精密度(好于 50 毫角秒)将使得在这一巡天的五年的时间跨度内自行的测量结果能够准确到大约 4 毫角秒·年-1

天空成图望远镜的南天巡天将把以斯隆数字化巡天的成像巡天为基础的许多结果扩展到南半球,在天空中覆盖的面积超过 20,000 2凯勒等人 2007 年论文)。对斯隆数字化巡天的数据提出的测光视差方法应该能直接适用于天空成图望远镜的数据。预期的自行准确度基本上与斯隆数字化巡天与帕洛玛山天文台巡天自行星表所能给出的相同,并因此将能够把这里所述的许多以斯隆数字化巡天为基础的研究工作基本上扩展到全天空。

8.3.2. 全景巡天望远镜和快速反应系统

全景巡天望远镜和快速反应系统项目[凯撒(Kaiser)等人 2010 年论文]是一项大视场、多波段、多历元的天文巡天项目。 这一项目目前以一架 1.8 米的望远镜为基础,视场为 7 2 ,照相机为 1.4 吉像素(PS1),在 2010 年开始了完全的科学运行。PS1 巡天的最大巡天是 巡天,它计划覆盖在夏威夷能见到的 30,000 2 的天空(δ > 30°),使用五个波段(类似斯隆数字化巡天的 griz ~ 1 微米处的 y ),每个波段在六个不同的历元作两次观测。

PS1 将增加斯隆数字化巡天的天空覆盖达两倍,并至少更深一个星等(若再增加一架望远镜,或者按这个项目的设想,也许一共用四架望远镜,那么深度的增益可以再增加一个星等)。就银河系的研究而言,这两个优点将最有可能得出新的发现。深度增加一个星等,对应于距离极限增大 60% ,对于转出点星来说,就可以从 25 千秒差距跨越到 40 千秒差距,而内晕与外晕之间的过渡很可能就发生在这个范围里。此外,对银道面的覆盖将远比斯隆数字化巡天好,而且 y 波段更有利于穿透低银纬处的很高的星际介质尘埃消光。可惜,全景巡天望远镜和快速反应系统没有包括一个估计测光金属度所需要的紫外波段。

8.3.3. 暗能量巡天

暗能量巡天将利用一架新的 0.52 吉像素的照相机,它安装在 4 米的布兰科(Blanco)望远镜上(视场 3.8 2),将覆盖南天的 5,000 平方度[弗劳赫(Flaugher2008 年论文]。这一巡天将在从 2012 年开始的 5 年时间内完成,并将包括类似与斯隆数字化巡天类似的 griz 波段以及 y 波段。与全景巡天望远镜和快速反应系统类似,暗能量巡天将不包括紫外波段。虽然,正如它的名称所意味着的,银河系研究将不是它的主要目标,但是它依然将提供很有价值的数据。

暗能量巡天将覆盖的虽然只有南天的大约 5,000 2 ,但是它的深度将比天空成图望远镜巡天(以及斯隆数字化巡天)深大约 1.52 星等。这一深度增益,对应于极限距离的改进为 22.5 倍,还可能会带来有意义的新发现,尤其就银晕而言更是这样。

8.4. 盖亚

盖亚是欧洲太空局的一项起着奠基石的作用的太空探测项目,将于 2013 年发射。它建立在依巴谷的经验之上,将对天空中到极限星等 r ~ 20(近似值,见下文)的恒星进行巡测,并获得大约 10 亿颗源的天体测量和三波段测光的测量结果、以及 15,000万颗 r < 18 星等的恒星的视向速度和化学组成的测量结果(使用 847874 纳米的波长范围)[佩里曼 2002 年论文,威尔金森Wilkinson)等人 2005 年论文]。最后的数据产品盖亚星表预期在 2020 年发表,不过已计划在更早的时候就将有数据分批发布。

盖亚的有效载荷包括两架望远镜,它们将具有一个共同的焦平面,两个视场均为 1.7°×0.6°,相隔一个高度稳定的角度 106.5°。焦平面包括一块由 106 片电荷耦合器件(CCD)组成的拼接器件,总的像素数量接近 10 亿。由于航天器的自转和进动,在 5 年的运行期内,整个天空将以 TDI(时间延迟和积分)模式扫描平均约 70 次。盖亚将产生宽带的 G 星等,敏感的波长范围为 3301,020 纳米[(两个半峰全宽(FWHM)点分别在 ~ 400 纳米和 ~ 850 纳米)]。每个源的光谱能量分布将用分光测光仪器取样,提供蓝色部分(BP ,有效波长 ~ 520 纳米)和红色部分(RP ,有效波长 ~ 800 纳米)的两种低分辨率光谱。此外,视向速度摄谱仪(RVS)仪器将使 847874 纳米范围内的光发生色散,为此它装上了一片专门的滤光片。

8.5. 大型概要巡天望远镜

大型概要巡天望远镜是目前计划中的最有雄心的以地面为基地的大视场光学系统(伊弗齐奇等人 2008 年论文)。目前的基础设计,为 8.4 米主镜,9.6 2 视场和 3.2 吉像素照相机,在 10 年的巡天期间,将能覆盖在智利北部的帕琼山(Cerro Pachón)能看到的大约 20,000 平方度天空, 深度达到 r ~ 27.5 。在这一段时间内,将得到大约 1,000 次观测结果(六个波段 ugrizy 加在一起的结果)从而能够作前所未有的时域研究工作。大型概要巡天望远镜将得到的自行测量结果,准确度可以与盖亚在其暗限(r ? 20)的结果相比,并可以把误差随星等变化的曲线平滑地延伸到更深约 5 星等处(见 21)。

 

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21.  斯隆数字化巡天(SDSS 暗黄色)、盖亚(Gaia 红色)和大型概要巡天望远镜(LSST 蓝色)的测光(a)、自行(b)和视差(c)误差随视星等的变化的比较,假定恒星为 G2V 型[艾尔、伊弗齐奇、尤里奇、琼斯(Jones)、莫尼特等人在准备中的论文]。(a)标以“SDSS”的曲线对应于单次的斯隆数字化巡天的观测结果。盖亚的红色长划线表示单次凌的准确度,而点划线则表示项目结束时的准确度(假定为 70 次凌)。蓝色曲线对应于大型概要巡天望远镜;实线表示单次访问的准确度,而短划线则表示叠加后的数据的准确度(假定为 r 波段 230 次访问)。(b)标以“SDSS-POSS”(斯隆数字化巡天和帕洛玛山天文台巡天)的曲线表明了芒恩等人 2004 年自行星表所声称的准确度。

 

大型概要巡天望远镜项目将产生一个具有大约 100 亿颗银河系恒星的大规模和极其准确的测光和天体测量数据集。对银道面的覆盖将得出众多恒星形成区的数据,而 y 波段的数据将穿透星际尘埃层。大型概要巡天望远镜的 u 波段数据将使得它能够使用向外直到 ~ 40 千秒差距距离的同一恒星样本(~ 2 亿颗亮于 r = 23 F G 型主序星;讨论见伊弗齐奇等人 2008 年论文 a)研究金属度和运动状况,而晕族转出点星的空间分布则可向外追踪到 ~ 100 千秒差距。没有一个其他的现有或计划中的巡天将能够向外晕的研究提供如此大规模和强有力的数据集。大型概要巡天望远镜按照它的标准巡天模式将能够有效地检测到天琴 RR 型星,并因此可以向外探测银晕的延伸情况和结构直到 400 千秒差距(见22)。总而言之,大型概要巡天望远镜将使得研究超出假定的银晕边缘的恒星分布、最彻底地研究银晕中的恒星的金属度分布以及超出厚盘和银晕的分界线的恒星运动状况成为可能(更详细的讨论见大型概要巡天望远镜合作团队等人 2009 年专著《大型概要巡天望远镜科学书》)。

 

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22.  银河系外围区域的模拟结果(a)与以同样的空间尺度给出的目前最好的数据(b)的比较。图(b)中的数据给出了乘以银心距的立方后的数密度(采用对数标度,从的动态范围为 1,000),样本为人马矮星系的潮汐流平面两侧 10°之内 ~ 1,000 颗天琴 RR 型星的斯隆数字化巡天(SDSS)结果(伊弗齐奇等人 2004 年论文)。同样的色彩配置方案用于银河系型星系模拟结果的恒星数密度的可视化,如左图(a)所示,其中的数据取自布洛克和约翰斯顿 2005 年论文。这些模拟,被置于 ΛCDM 合并历史中,追踪了进入银河系大小的星系晕中的数百个矮星系的吸积和瓦解。使用大型概要巡天望远镜(LSST),将能够观测到假定的银河系潮汐半径(~ 300 千秒差距,白色的圆)以外的天琴 RR 型星,而远为更多的主序星将追踪向外直到 100 千秒差距为止的结构(黑白虚线圆)。后一距离范围在目前尚只能使用天琴 RR 型星和其他稀有的非主序星来探测。

 

8.6. 盖亚和大型概要巡天望远镜之间的配合

在盖亚的背景下,大型概要巡天望远镜可以被看作盖亚的深度上的补充。大型概要巡天望远镜和盖亚的实施情况的具体比较在 21 中给出。盖亚将提供全天到 r ~ 20 为止的大约 10 亿颗恒星的非常出色的三角视差、自行和测光结果的星表。大型概要巡天望远镜将把这个星表在半个天空的范围内扩展到 r ~ 27 ,将测到大约 100 亿颗恒星。由于盖亚的卓越的天体测量和测光的品质以及大型概要巡天望远镜的显著地更深的星等极限,这两个巡天是高度地互补的——盖亚将空前细致地描绘出银盘的图像,而大型概要巡天望远镜则将把这幅图像一直扩展到已知的银晕的边缘甚至更远

 

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23.  14 < r < 21.5 b > 70°的主序星体数密度(每立方千秒差距每星等的星数,对数标度,按图例所示)随距离模数(DM)和 gi 颜色的变化[根据斯隆数字化巡天(SDSS)的数据]。绝对星等使用伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 中的测光视差关系确定。摩根—基南(MK)光谱型标明在 gi 轴的上方。两个紫色的垂直箭头表示盘族恒星的转出点颜色以及 M型矮星的颜色分布的红端边缘。[Fe/H] 的标记表明了伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 中的测光金属度估计做得最好的颜色范围(gi < 0.7)。两条标以 r = 14 r = 21.5 的对角虚线表明了斯隆数字化巡天数据的视星等极限。彩色的对角实线表示盖亚(Gaia)数据(r < 20)、大型概要巡天望远镜(LSST)的单历元数据(r < 24 10σ)以及大型概要巡天望远镜的叠加数据(r < 27 10σ)的视星等极限。右下角蓝色和绿色相间的虚线表示使用大型概要巡天望远镜的数据得到 10% 准确度的三角视差距离的距离极限。两条红色的点划线表示使用盖亚的数据得到 1% 10% 准确度的三角视差距离的类似的极限。

 

对于由盖亚和大型概要巡天望远镜所作的对主序星的距离和颜色覆盖的定量比较,如 23 所示。例如,正好位于主序转出点下方的 M r = 4.5 的恒星,直到 ~ 10 千秒差距的距离极限(r < 20),都将被盖亚检测到,而用大型概要巡天望远镜的单历元数据,则直到 ~ 100 千秒差距(r < 24.5),都将被检测到。对于固有暗弱的恒星,诸如晚 M 型星、L T 型矮星以及白矮星,大型概要巡天望远镜的更深的极限,将使得银晕星族的检测和特性测定成为可行。一颗 M r = 15 的恒星,用盖亚,直到 100 秒差距的距离极限,都将可以检测,而用大型概要巡天望远镜,则可达到 ~ 800 秒差距;因此,大型概要巡天望远镜的样本,将扩大到大约 100 倍大。此外,对于 r > 20 的红巨星的很大一部分,大型概要巡天望远镜将提供准确度好于 10% 的三角视差测量结果。因此,尽管盖亚对 r < 20 的观测是史无前例的,然而大型概要巡天望远镜将能够用深度 r > 20 的天空覆盖作出它的主要发现。同时,盖亚除了本身的发现之外,还将为大型概要巡天望远镜提供优异的天体测量和测光校准样本。总而言之,“对于一些本地的星系的研究来说,这些都是令人激动的时间”(怀斯 2006 年论文)。

 

 

(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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