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星海微萤

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日志

 
 

大型巡天时代的银河系星族(Ivezic 等人 2012)(第 6 节)  

2013-07-08 09:30:40|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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6. 银晕

银晕的研究提供了对银河系的形成历史和一般的星系形成过程的唯一洞察,这是因为一些动力学时标远比盘族恒星长,并因此对过去发生的事件的“记忆”要持续更长的时间[例如,约翰斯顿、赫恩奎斯特(Hernquist)和博尔特(Bolte1996 年论文;梅耶尔(Mayer)等人 2002 年论文]。在过去的十年中,在银晕的观测和模拟两个方面,都已经看到了巨大的进展。例如,韦特若尔(Wetterer)和麦格劳(McGraw1996 年论文指出,到那时为止,在银心距大于 30 千秒差距处,只发现了 9 颗天琴 RR 型星。随着斯隆数字化巡天、二微米全天巡天、类星体赤道巡天团组(QUEST)和其他巡天的出现,一直到 ~ 100 千秒差距为止,已经检测过数百颗天琴 RR 型星(维瓦斯和齐恩 2006 年论文,塞萨尔等人 2010 年论文 a)和数千颗蓝水平支星[西尔科(Sirko)等人 2004 年论文,薛(Xue,音译)等人 2008 年论文,布朗Brown)等人 2010 年论文]。二微米全天巡天的点源星表已经给出了对于全天 30 千秒差距以外的 M 型巨星分布的一次巡视(马耶夫斯基等人 2003 年论文),并且已经对类似距离处的富碳巨星的一个大样本作了观测[伊巴塔(Ibata)等人 2001 年论文 b]。使用斯隆数字化巡天的数据,现在可以研究 ~ 1020 千秒差距之内的银晕,研究其中的数千万颗主序星[纽伯格(Newberg)等人 2002 2007 年论文;别洛库罗夫等人 2007 年论文 b ;贝尔(Bell)等人 2008 年论文]。同时,恒星晕的形成和演化模型也已日益成长得更加精致和合乎推测[吉格纳(Ghigna)等人 2000 年论文;布洛克等人 2001 年论文;布洛克和约翰斯顿 2005 年论文;劳、约翰斯顿和马耶夫斯基 2005 年论文;海尔米 2008 年论文;约翰斯顿等人 2008 年论文;斯普林格尔(Springel)等人 2008 年论文;斯塔尔肯伯格(Starkenburg)等人 2009 年论文;芬特等人 2011 年论文]。例如,现在的星系形成过程的模拟推测,一些银河系型的星系的恒星晕是从内向外组合而成的,它们质量的大部分(5080 %)来自于若干大质量(1081010 M)的伴星系,这些伴星系在 90 多亿年前合并在了一起,而余下的质量则来自于一些质量较小的伴星系,它们是在过去的 5090 亿年内被吸积进来的[布洛克和约翰斯顿 2005 年论文,德·卢西亚De Lucia)和海尔米 2008 年论文,芬特等人 2011 年论文]。

在过去十年内采集的新的数据已经导致了对晕族恒星的空间分布、运动状况和金属度分布的定量认识的显著改进。我们首先评述在 ~ 20 千秒差距内相对来说近距的银晕的结果,这些结果是用原位的主序星(此后,我们使用“原位”来表示位于某一星族的主要所在地的恒星的测量结果,以此与依据本地的样本外推得到的特性相区别)探测到的,然后对向外直到 ~ 100 千秒差距的观测结果进行概括,这些观测结果是用另外的各种各样光度更大的示踪天体得到的,而最后则对星流和银晕中的其他次结构进行讨论。

6.1. 用主序星探测得到的银晕的平滑状况

暂且不管银晕中丰富的次结构的存在(见下文),那么,就有可能使用一个简单平滑的、扁球形的并且柱对称的幂律模型来描述 R ~ 20 千秒差距之内的晕族恒星的分布,其准确性可以达到优异的程度。尤里奇等人 2008 年论文中的研究工作使用的是斯隆数字化巡天的 ~ 5000 万颗恒星的数据,同时使用测光视差方法估计它们的距离(见第 1.3.1 节),并得出本地恒星晕可以模型化为

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其中,n (R , Z) 是每单位体积内的恒星数量(数密度),它是柱坐标 R Z 的函数,no 是所有恒星的本地(太阳位置处)数密度,f H 是本地的晕族恒星所占的比例,而 q H 则是对球对称的偏离的参数化(对于扁球形的银晕,q H < 1)。尤里奇等人 2008 年论文在遮去明显局域化的超密区域之后,得到如下最佳拟合参数:f H = 0.005 q H = 0.64 n = 2.8 3 中给出了由尤里奇等人 2008 年论文中的研究工作得出的 n (R , Z) 的观测值、最佳拟合模型和拟合残差的一些例子(请注意,这些图中还给出了银盘子系;也见 4c 中的下图)。重要的是要记住,尤里奇等人 2008 年论文使用的数据集没有延伸到 R ~ 20 千秒差距和 |Z| ~ 10 千秒差距以外。的确,更多的数据表明,尤里奇等人 2008 年论文的单一幂律的银晕不能外推到 20 千秒差距以外(见下文)。

最近,博纳卡(Bonaca)等人 2012 年论文使用斯隆数字化巡天第八次数据发布中的观测数据(DR8埃哈拉等人 2011 年论文)检查了 1 式是否是主序转出点附近晕族恒星分布的合适模型。这些数据所覆盖的天区比尤里奇等人 2008 年所分析的大到了两倍多,其中对银道南半球的覆盖大了一个数量级。在考虑了已知的超密区域和星流(室女、武仙与天鹰、人马;见第 6.4 节)之后,博纳卡(Bonaca)等人 2012 年论文没有找到任何证据表明恒星晕有任何残留的三轴性。就斯隆数字化巡天成像数据所能探测到的范围来说,离开银心 1020 千秒差距范围内的银晕依旧可以很好地用扁球椭球体来描述(对于银晕更遥远部分的讨论,见第 6.2 节)。

斯隆数字化巡天的分光巡天虽然给出了大量恒星的金属度测量结果,但是对于尤里奇等人 2008 年论文所使用的恒星来说,有 [Fe/H] 的分光估值可以利用的仅占 < 1% 。为了提供晕族恒星 [Fe/H] 分布的全景图,伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 运用了测光金属度方法(见第 1.3.2 节)。它们的 [Fe/H] 图如 5 所示,它证明了在所探测的空间范围内晕族恒星的中位金属度基本上是不变的;伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 确定了在 |Z| < 10 千秒差距以内它的空间梯度的上限是 0.005 德克斯·千秒差距-1 。本地的银晕 [Fe/H] 分布可用一个高斯函数来描述,这个高斯函数的中心在 [Fe/H ] = -1.46,它的均方根是 0.30 德克斯。

邦德等人 2010年论文是他们关于银河系层析研究的第三篇论文,其中使用了斯隆数字化巡天和帕洛玛山天文台巡天(SDSS-POSS)自行大数据库(见第 2.2 节)和斯隆数字化巡天的分光巡天获得的视向速度测量结果(见第 2.1 节),对晕族恒星的运动状况作了定量研究。邦德等人 2010年论文发觉,与计数和金属度的情况类似,银晕的运动状况也可以用一个简单的模型来描述。在天空上测量到的自行(见 14)和视向速度(见 15)非常复杂的状况可以用一个在球坐标中不变的简单的三轴速度椭球来解释,其中,σ r = 141 千米·秒-1 σ φ = 85 千米·秒-1 σ θ = 75 千米·秒-1 ,而不确度均为 ~ 5千米·秒-1 。例如,在图 15c 中所看到的测量得到的视向速度在整个天空范围内弥散度的明显变化,是由于速度椭球相对于视线的取向发生变化造成的(见 16),并不是某种局部化的次结构。史密斯(Smith)等人 2009 年论文使用仅仅依据斯隆数字化巡天天体测量得出的更稳健的自行(与邦德等人 2010 年论文使用斯隆数字化巡天和帕洛玛山天文台巡天数据集截然不同)测量得到了一个类似的三轴速度椭球,不过仅仅只是天空上的一个方向。采用球坐标的银晕速度椭球这一引人注目的同轴性(晕族恒星“知道”银心在什么地方——见16)还受到了视向速度实验巡天(西伯特等人 2008 年论文)的独立数据的支持,并且是对引力势的形状的强有力的约束——这一引力势在离银心 ~ 20 千秒差距以内必定是接近球对称的[史密斯、温·埃文斯(Wyn Evans)和安(An,音译)2009 年论文及其中参考文献]。这一引力势的球对称还被费尔豪尔(Fellhauer)等人 2006 年论文援引来作为人马矮椭球星系(见下文)残骸的轨道面不存在进动的解释,这意味着观测到的残骸分布的分叉会不会是由于存在多个星流(年轻的和年老的)而造成的。不过,海尔米 2004 年论文得出结论认为,根据前导(年老的)星流的动力学状况的建模,暗物质晕具有扁长的形状。

 

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14.  北银极冠兰伯特投影中距离在 810 千秒差距范围内的低金属度(分光 [Fe/H] < 1.1)蓝色(0.2 < gr < 0.4)恒星中位自行分布。上两幅图给出中位银经自行(a)和银纬自行(b);下两幅图(c ,d)给出观测值和模型推测值之间的中位差值。这些图中的色彩按照中央的图例(每年毫角秒);注意下方图例的尺度有较大的伸长,用以突出残差图中的结构状况。在图 c d 中,几个白色的符号表示由施劳夫曼(Schlaufman)等人 2009 年论文识别出的六个北天的冷次结构(见第 6.4 节)的位置。取自邦德等人 2010 年论文。

 

值得注意的是,邦德等人 2010 年论文中测量得到的 σ φ σ θ 之间 10 千米·秒-1 的差值仅临界地检测到(按邦德等人 2010 年论文声称,如果测量误差为 ~ 5 千米·秒-1 ,则上述差值小于 2σ 显著度)。史密斯等人 2009 年使用仅依据斯隆数字化巡天天体测量数据得出的自行测量得到的差值甚至更小(σ φ = 82 千米·秒-1 σ θ = 77 千米·秒-1),引用的误差为 ~ 2 千米·秒-1(这个数值很可能是低估的,因为没有考虑距离的误差;邦德等人 2010 年论文和史密斯等人 2009 年论文使用的都是伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 中的测光视差关系)。σ φ σ θ 之间的差值具有重要的意义,因为如果 σ φ = σ θ ,那么晕族恒星的密度分布就不应该像尤里奇等人 2008 年论文所测量得到的那样是扁球状的,而应该是球状的(史密斯, 温·埃文斯和安 2009 年论文)。的确,史密斯等人 2009 年论文使用依据他们的 σ φ σ θ 测量结果得出的运动学约束,得到所隐含的恒星晕扁平化参数 q H = 0.98 ,与尤里奇等人 2008 年论文中原位测量得到的 q H = 0.64 令人困惑地不一致。然而,史密斯等人指出,他们的恒星晕密度分布解不是唯一的,因此,正如下文讨论的那样,这个难题也许能用多子系模型来解决。

 

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15.  20,000 D = 27 千秒差距而且 b > 20° 蓝色(0.2 < gr < 0.4)晕族恒星(分光 [Fe/H ] < -1.1)视向速度测量值和模型值的中位值和弥散度的比较。(a)每一像素内视向速度测量值的中位值,色彩按照上端所示的图例(单位每秒千米)。(b)上一幅图与依据模型产生的视向速度数值得出的一幅类似的、看上去差不多的图之间的差值,与图 a 使用相同的标度。(c)测量得到的视向速度的弥散度,色彩按照图例。(d)上一幅图与依据模型产生的视向速度数值得出的一幅类似的、看上去差不多的图之间的比值,色彩按照。复制自邦德等人 2010 年论文。

 

 

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16.  三个待定晕族恒星样本速度分布的 v Z v R 二维投影,样本的挑选使用分光金属度(-3 < [Fe/H ] < -1.1)以及 3 < |Z|/千秒差距 < 5 ,而且分别有(a6 < R/千秒差距 < 8 、(b8 < R/千秒差距 < 10 和(c10 < R/千秒差距 < 12 。上述 R Z 边界如 5 中所示。这些分布使用线性间距的轮廓线表示,并用色彩表示各个像素内的平滑化计数(低为蓝色;高为红色)。测量误差通常为 60 千米·秒-1 ,黑白的虚线表示朝向银心的中位方向。请注意有强有力的证据表明速度椭球存在倾斜,而且倾斜的程度随 R 而变化,使得这一椭球始终指向银心。复制自邦德等人 2010 年论文。

 

最后,我们要指出,虽然邦德等人 2010 年论文所提出的模型没有认为银晕具有自转,但是他们的数据并不能排除直到 ~ 20 千米·秒-1 程度的纯自转。限制精密度的关键的系统误差是距离尺度的误差、改正到本地静止标准的不确度以及视向速度和执行测量结构的系统误差(见邦德等人 2010 年论文第 5.3 节)。然而,史密斯等人 2009 年论文由他们的包含了稳健的自行测量结果的样本并没有检测到银晕的自转;类似地,阿连德·普列托等人 2006 年论文使用斯隆数字化巡天的视向速度也没有发现有银晕自转的证据。

6.2. 超越简单的幂律:单晕、双晕还是多晕?

尤里奇等人 2008 年论文关于晕族主序星的空间分布的结果,由于受到斯隆数字化巡天的流量下限的限制,其空间范围被局限于 R ~ 20 千秒差距和 |Z| ~ 10 千秒差距之内。一些另外的数据表明,尤里奇等人 2008 年论文中的单一幂律银晕模型不能外推到上述界限以外。首先,由卡罗洛(Carollo)等人 2007 年论文、2010 年论文所作的在同样距离限制之内的晕族恒星运动学分析表明,银晕由两个大体上重叠的结构子系“内晕”和“外晕”组成(见 17)。这两个名称并非仅仅是对所研究的区域的描述,而是表示了两个不同的星族。这两个子系展现出了不同的空间密度轮廓、恒星轨道和恒星金属度,按照这些研究人员的划分,从内晕向外晕的过渡,出现在银心距 1520 千秒差距处。这一结果是由他们对斯隆数字化巡天的 4 千秒差距以内的校准星(包括主序矮星以外的恒星)作运动学分析得出的,并且不是原位的测量结果。组成内晕的星族展现出扁平化的空间密度分布,推断的轴比约为 q H ~ 0.6 ,而 n = 3.2±0.2 ,在 ~ 10 千米·秒-1 的程度上不存在自转,金属度分布峰值在 [Fe/H ] ~ 1.6 处。内晕的这些特性与尤里奇等人 2008 年论文、伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 以及邦德等人 2010 年论文依据直接成图得出的结果(与卡罗洛等人 2007 年论文、2010年论文中的分析采用间接推断在方法上不同)符合得非常好。组成外晕的恒星展现出较为球状的空间密度分布,轴比 q H ~ 0.9 ,而 n = 1.8±0.3 ,有明显的逆向纯自转(〈v φ~ 80 千米·秒-1),金属度分布峰值在 [Fe/H ] ~ -2.2 处。

 

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17.  斯隆数字化巡天校准星的低金属度([Fe/H ] < -2.0)子样本自转特性,按轨道离开银道面的最大距离(Z max)大于或小于 10 千秒差距划分恒星。直方图表示观测到的自转速度(v φ)分布,而平滑曲线表示内晕子系(暗黄色)和外晕子系(红色)的模型(这两个模型的和用蓝色曲线表示)。复制自卡罗洛等人 2010 年论文。

 

卡罗洛等人 2007 年论文、2 010 年论文的结果最近受到了肖恩里奇、阿斯普隆德(Asplund)和卡萨格兰德(Casagrande2011 年论文的质疑,他们认为,由于光度偏差所导致的距离误差,以及(或者)对测量误差的不恰当的考虑和高斯拟合的使用,造成了对银晕的子系的一种扭曲的辨识。他们对同一些数据作了重新评估,没有能检测出“与银晕的一个反向自转的子系有关的任何可靠的证据”(肖恩里奇阿斯普隆德卡萨格兰德 2011 年论文第 3807 页)。比尔斯等人 2012 年论文对上述断言作了抗辩,他们重新分析了他们原来的数据集(对主序转出点恒星作了重新分类,这是肖恩里奇和他的同事们的担心的主要来源),指出肖恩里奇等人自己采用了伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 中的不正确的主序光度关系(这一关系显著地影响了他们的解释),并证实了一个具有较低金属度的反向自转的银晕的存在(无论在分析中是否使用了有问题的转出点恒星)。比尔斯等人的论文还依据其他的数据集和分析方法,给出了另外的证据证明银晕分为内晕和外晕的这种两分法的客观存在。他们的结论是:

“最终,由盖亚得到的银晕中的各个星族的恒星的几何距离,将消除由于不确定的测光视差对这些结论的影响所导致的任何残留问题。不过,我们的看法是,目前可以利用的数据已经把单晕解释排除在了合理的怀疑之外。”

在理想的状况下,为了解决这些岐见,应该使用原位主序星测量晕族恒星的空间分布以及它们的运动和化学状况。可是,在 100 千秒差距的远处,即使是 M r = 5 的转出点恒星,也将暗到 r = 25 。直到大型概要巡天望远镜(LSST)和盖亚巡天的数据可以利用(对测光视差关系作稳健的校准)(见第 8 节),都不可能在一大片天区内完成这样的测量。不过,有若干小天区内的研究工作,或者使用比主序星光度更大(但数量也就没有那么多!)的示踪天体,已经提供了对于银晕特性的进一步的并且常常是非常令人感兴趣的洞察。

德雍(de Jong)等人 2010 年论文依据颜色星等图拟合方法,使用具用不同金属度的年老星族的模版,产生了一幅 r ~ 30 千秒差距以内斯隆数字化巡天主序转出点恒星的恒星分布三维图,这是由斯隆数字化巡天第二次延伸的斯隆银河系了解和探测延伸子巡天期间获得的十幅宽 2.5°的垂直(按银道坐标)测光扫描得出的。德雍等人 2010 年论文的图 6 给出了银河系恒星晕平均金属度漂移的清楚的原位证据——在 r ~ 15 千秒差距之内,他们得出的恒星晕呈现出平均金属度〈[Fe/H ]~ -1.6 ,而在更大的银心距处,则变为[Fe/H ]~ -2.2 。此外,查看他们的模板星族的空间密度轮廓(德雍等人 2010 年论文图 7),表明了他们的“类内晕”模板星族的空间特性,与他们的“类外晕”模板星族的情况,有相当大的差别。他们得出的内晕密度轮廓在距离从银心到 r ~ 1520 千秒差距的范围内快速地下降;在超出这一区域之后,得出的外晕密度轮廓,密度已变得相当低,变化缓慢。请注意,德雍等人的分析被限于距离 r < 30 千秒差距。当他们把单一的幂律拟合到这整个区域时,他们得到的指数为 n = 2.75±0.07 ,与以前的贝尔等人 2008 年论文以及尤里奇等人 2008 年论文中的工作符合得极好。

在斯隆数字化巡天所观测的天空区域的大部分范围内,蓝主序星的分布可以描绘到向外直到 ~ 2030 千秒差距的距离极限。不过,在所谓第 82 条带区域内 ~ 300 2 的天空区域中,依据多次观测结果累加得到的图像中,极限星等比单历元的斯隆数字化巡天数据暗了 2 星等(r ~ 24),并且可以用于绘制向外直到 ~ 40 千秒差距的蓝主序星数密度分布。塞萨尔等人 2010 年论文 a 分析了这一数据集,并发觉它与尤里奇等人 2008 年论文中的模型的外推直到银心距小于 ~ 25 千秒差距都符合得很好。可是,在更远的距离处,这个模型推测出的观测计数过高,达到了大约两倍,强烈地意味着晕族恒星数密度轮廓变得远为更陡了。塞萨尔德人虽然没有能得出对尤里奇等人 2008 年论文中模型参数精密的定量校准,但是他们近似地估计了银晕幂律指数的变化,为由 n ~ 3 变到大约 n ~ 5 。他们还检测到,在银心距 10 千秒差距到 20 千秒差距之间,中位金属度减小了 0.02 德克斯·千秒差距-1 , 这是由伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 10 千秒差距内所确定的上限 0.005 德克斯·千秒差距-1 的四倍大。把这一梯度外推到银心距 ~ 50 千秒差距处,将得出与卡罗洛及其同事们对外晕所确定的金属度数值相近的结果。请注意,按卡罗洛等人 2007 年论文、2010年论文的解释,这一“梯度”实际上是当向外移动时相对于更贫金属的外晕来说内晕的重要性程度降低的结果。一旦外晕星族占了主要地位,金属度就可望不再下降。

塞萨尔、尤里奇和伊弗齐奇 2011 年论文使用加法夏望远镜遗留巡天(CFHTLS)的数据,覆盖了 170 2 ,用于研究沿是个视线方向到日心距离 ~ 35 千秒差距处的近转出点主序星的分布。他们发觉,在银心距大于 ~ 28 千秒差距处,晕族恒星的数密度轮廓变得更陡,幂律指数从 n = 2.62±0.04 变为 n = 3.8±0.1 。他们测量的银晕的扁平度为 q H = 0.70±0.01(仅考虑统计误差),而且他们既没有检测到它在探测的距离范围内有变化的证据,也没有检测到中位金属度有任何变化。

迪森(Deason)、别洛库罗夫和埃文斯 2011 年论文使用了一个斯隆数字化巡天在 14,000 2 天空范围内检测到的 ~ 20,000 颗蓝水平支星和蓝离散星的样本探讨了类似的问题,而且他们得到的结果与塞萨尔、尤里奇和伊弗齐奇 2011 年论文依据主序星得到的结果几乎相同。他们的最佳拟合模型,内晕幂律指数为 n = 2.3 ,而外晕幂律指数则为 n = 4.6 ,过渡则出现在 ~ 27 千秒差距处,银晕的扁平度则没有变化,为 q H = 0.6 。他们的结论是,“恒星晕是由一个平滑的基底密度与某些额外的例如像室女超密区和人马星流这样的次结构一起组成的”(塞萨尔、尤里奇和伊弗齐奇 2011 年论文第 2914 页)。此外,由南埃奇沃思(Edgeworth)—柯伊伯带天体巡天[凯勒(Keller等人 2008 年论文]中的天琴 RR 型星以及由斯隆数字化巡天第 82 条带数据中的天琴 RR 型星的分布[沃特金斯Watkins)等人 2009 年论文,塞萨尔等人 2010 年论文a]表明,在 30 千秒差距以外,密度轮廓更陡。还有,米塞利(Miceli)等人 2008 年论文使用洛威尔天文台近地天体搜索的天琴 RR 型星样本认为,为了考虑奥斯特霍夫(OosterhoffI 型和奥斯特霍夫 II 型两个子样本明显地非常不同的空间轮廓,需要有双晕存在。总而言之,这些研究均为排除单晕假设提供出了强有力的原位的支持。

6.3. 外晕具有什么性质?

尽管随着证据越来越多银晕中恒星的分布也越来越比单一的平滑的幂律复杂,并且也许有理由认为至少由两个主要的星族组成,然而关于银河系的最远部分的定量认识依然是很有限的。上面讨论的恒星分布的平滑解析描述,在离银心 30 千秒差距以外,由于如下一节中讨论的大量的次结构的存在,而开始失效。即使忽略这些偏离,关于晕族恒星的空间和金属度分布,也只能作定性的说明——在 30 千秒差距以外,空间分布很可能比 1/r3 幂律还陡, 而中位金属度可能比代表内晕的数值 [Fe/H ] ~ -1.5 还低 0.30.5 德克斯(根据蓝水平支星;见薛等人 2008 年论文,比尔斯等人 2012 年论文)。间接的证据意味着外晕具有纯逆行的自转;这一结果应该要靠进一步的研究来核实。

对于银晕的视向速度弥散度的情况,向外直到 ~ 100 千秒差距,都存在更为稳健的结果。巴塔格利亚(Battaglia)等人 2005 年论文使用 240 个天体(球状星团、伴星系、蓝水平支星和红巨星)的混杂样本,并且测量了视向速度弥散度的减小,为由 30 千秒差距处的 120 千米·秒-1 减小到 100 千秒差距处的 80 千米·秒-1(这些研究人员还声称在 120 千秒差距处为 50 千米·秒-1 ,但在他们的样本中,在100 千秒差距以外只有四个天体)。薛等人 2008 年论文使用斯隆数字化巡天在向外直到 60 千秒差距的 2,400 颗蓝水平支星测量得到了比巴塔格利亚等人得到的稍低的速度弥散度(例如,在 30 千秒差距处,一个是 ~ 100 千米·秒-1 ,而另一个是 120千米·秒-1 ),而梯度则小了约一半(例如,他们的最佳拟合意味着在 30 千秒差距到 100 千秒差距之间下降了 18千米·秒-1 ,或者说 18 % ,相比之下,巴塔格利亚等人的则下降了 40 千米·秒-1 ,或者说 33 % )。布朗等人 2010 年论文使用极高速星巡天中的 910 颗蓝水平支星和蓝离散星的混合样本测量了向外直到 75 千秒差距处的银晕速度弥散度。他们得到的结果与巴塔格利亚等人 2005 年论文以及薛等人 2008 年论文的结果在统计上相符,他们就此总结说(总结的图示见他们的图 7 ):“银河系的视向速度弥散度,由 R gc = 15 千秒差距处的 σ = 110 千米·秒-1 下降到 R gc = 80 千秒差距处的 σ = 85 千米·秒-1 ”(R gc 是银心距)。

相反,德·普洛普里斯(De Propris)、哈里森(Harrison)和马尔斯(Mares2010 年论文使用 2 度星场类星体红移巡天(2Qz)中的 ~ 700 颗蓝水平支星,得出视向速度弥散度有非常强烈的升高,从 30 千秒差距处的 100 千米·秒-1 上升到了 80100 千秒差距处的 200 千米·秒-1 。此外,他们在 60 千秒差距处的弥散度数值 ~ 150 千米·秒-1 也显著地不同于薛等人 2008 年论文使用相同的示踪星族得到的 94 千米·秒-1 。这一在 60 千秒差距处的数值 ~ 150 千米·秒-1 看来已完全被其他的研究结果所排除(例如,见布朗等人 2010 年论文中的图 7)。

目前,并没有外晕中的恒星切向速度弥散度的原位测量结果。 如上面所讨论的,σ φ σ θ 之间的差别是了解银晕中引力势和恒星分布的重要测量值。看起来,这样的测量对于盖亚来说对主序后恒星是可行的。例如,一颗 M r = 1 的恒星,在40 千秒差距远处,斯隆数字化巡天 r 波段的星等为 19 。对于这样的一颗恒星,由盖亚得到的自行的误差是 ~ 0.1 毫角秒·年-1(见第 8 节),而这对应于速度误差 20 千米·秒-1 。这样的误差已经足够小,能够依据大量遥远的蓝水平支星和红巨星详细地画出 σ φ σ θ 的分布图。

外晕星族的化学状况,以及它们与内晕星族的差别,才刚刚开始探究。现有的证据表明,恒星丰度比的差异,外晕的成员星远比内晕大(见卡罗洛等人 2011 年论文的引言)。内晕星族与外晕星族之间最令人震惊的化学上的不同也许被最近由卡罗洛等人 2011 年论文认识到的所谓碳增丰贫金属(CEMP)星的频度显露了出来。这些研究人员认为,以前认识到的碳增丰贫金属星频度随着金属度下降的升高是由于这样一个事实造成的,即银河系的外晕子系所拥有的碳增丰贫金属星相对于碳正常星的比例,在给定的低金属度处,是内晕子系的两倍。在他们看来,观测到的这种相关性,是外晕恒星的金属度更低的显现,即在低丰度处,在银晕样本中,这些恒星开始占主要地位。这个想法还可以用来考虑观测到的在给定金属度的情况下碳增丰贫金属星的比例随着位于银道面上方的高度的升高而增大的现象[弗若贝尔(Frebel)等人 2006 年论文,卡罗洛等人 2011 年论文],而且这是一个用单个银晕星族很难理解的结果。

总的来说,银晕的外围部分,即离开银心 ~ 30 千秒差距之外,与内晕相比,很可能具有更陡的密度分布(n > 3)和更低的中位金属度([Fe/H ] < -1.5)。外晕看来比内晕较少被“压扁”,可能呈现逆行自转,而且它的视向速度弥散度很可能随银心距的增大而减小。外晕恒星的化学状况相对于内晕的状况来说看来是明显不同的。而且,如下一节讨论的,在外晕中,细和粗两种次结构看来都远比内晕中更突出。

6.4. 星流和其他次结构

银晕,或者至少是它的外围部分,实际上是不是由许多伴星系合并而组合成的?在星系等级成团形成的框架(弗里曼和布兰德—霍桑 2002 年论文)中,这个由明亮的物质组成的球状子系应该呈现出一些次结构, 例如像潮汐尾和星流[约翰斯顿、赫恩奎斯特和博尔特 1996 年论文;海尔米和怀特(White1999 年论文;布洛克、克拉夫佐夫(Kravtsov)和温伯格(Weinberg2001 年论文;哈丁(Harding)等人 2001 年论文]。一些次结构在外晕(银心距 1520千秒差距之外)中可望是十分普遍的,那里的动力学时标对于它们保持空间存在来说足够长(约翰斯顿、赫恩奎斯特和博尔特 1996 年论文;梅耶尔等人 2002 年论文),并且在过去的十年中的确有许多这样的次结构被发现; 18 中给出了有名的“星流场”(别洛库罗夫等人 2006 年论文a)。

 

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18.  银河系外围区域中蓝色恒星的“星流场”图,由北天斯隆数字化巡天(SDSS)图像得出,以类墨卡托(Mercator)赤道坐标投影给出。颜色表示恒星的距离(量级为 10 千秒差距),其中红色最远、蓝色最近,而强度则表示天空上恒星的密度。在这幅图中可以看到若干结构,它们已经在图中标记出来,这证明了银晕的结构不是平滑的。圈在圆圈内的是由斯隆数字化巡天发现的一些新的银河系伴星系,它们的名称已经标在图中;这里面有两个是暗弱的球状星团,而其余的都是暗弱的矮星系。取自别洛库罗夫等人 2006 年论文 a ;承蒙剑桥天文研究所别洛库罗夫惠供。

 

正在瓦解中的人马矮椭球星系[伊巴塔、吉尔摩和欧文(Irwin1994 年论文]的那些潮汐流是最早发现的几个潮汐流(伊弗齐奇等人 2000 年论文,杨尼等人 2000 年论文,维瓦斯等人 2001 年论文,纽伯格等人 2003 年论文),而且它们依然是这类次结构的最好的一些例子,这些星流盘绕了大半个天空(伊巴塔等人 2001 年论文 b 马耶夫斯基等人 2003 年论文)。[我们注意到,伴随着麦哲伦星流的成员尚没有明显是恒星的,尽管不断地在就此进行搜索;韦斯特伦德(Westerlund1990 年论文,穆尔(Moore)和戴维斯(Davis1994 年论文,萨哈(Saha)等人 2010 年论文,齐奥尼(Cioni)等人 2011 年论文。]其他已知的次结构包括室女星流[杜法奥(Duffau)等人 2006 年论文,普赖尔(Prior)等人 2009 年论文],以及其他几个与室女超密区有关的或大或小的结构(纽伯格等人 2007 年论文,维瓦斯等人 2008 年论文)、麒麟结构(伊巴塔等人 2003 年论文,罗恰—平托等人 2003 年论文,杨尼等人 2003 年论文,伊弗齐奇 2008 年论文a)、三角—仙女超密区(罗恰—平托等人 2004 年论文 b)、武仙—天鹰云(别洛库罗夫等人 2007 年论文 a)、双鱼超密区[柯尔迈耶(Kollmeier)等人 2009 年论文;塞萨尔等人 2007 年论文、2010 年论文 a b ;沃特金斯等人 2009 年论文]、孤立星流(别洛库罗夫等人 2007 年论文 b)以及其他一些较小的超密区[纽伯格等人 2002 年论文;别洛库罗夫等人 2006 年论文 b c ;克卢莱(Clewley)和金曼(Kinman2006 年论文;维瓦斯和齐恩 2006 年论文;斯塔尔肯伯格等人 2009 年论文]和星流[格里尔梅尔(Grillmair)和迪奥纳托斯(Dionatos2006 年论文, 格里尔梅尔 2009 年论文,克莱门特(Klement)等人 2009 年论文,施劳夫曼(Schlaufman)等人 2009 年论文,克莱门特 2010 年论文]。在 M31 的星系晕中也已检测到类似的丰富的次结构[伊巴塔等人 2001 年论文 a ,弗格森Ferguson)等人 2002 年论文]。最后但同样重要的是,斯隆数字化巡天的成像数据已经使得对银河系的矮星系伴星系做出新的大量发现成为可能,这些矮星系的光度只有银河系光度的 10-7 那么大最新的评述见威尔曼(Willman2010 年论文

 

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19.  a)在 R | Z | 银道柱坐标中 100 万颗 14.5 < r < 20 0.2 < g ? r < 0.4 | Y | < 1 千秒差距的恒星中位测光金属度的变化。上述 Y 的范围选取是为了把麒麟星流包含在内,它是在 R ~ 15 千秒差距和 | Z | ? 34 千秒差距附近区域内高达 ~ 1.5 倍的超密区。如这幅图中所看到的,这一区域具有比在上述 | Z | 的取值范围依据较小 R 时的情况外推时所预期的更高的中位值。(b)对于 3 < | Z | /千秒差距 < 4 ~ 111,000 颗恒星子样本的条件金属度概率分布。在 R > 12 千秒差距的强烈的超密区是麒麟星流。下方两图给出金属度分布(带误差棒的灰色符号):(c6 < R /千秒差距 < 9 ~ 40,000 颗恒星子样本,(d13 < R /千秒差距 < 16 ~ 12,000 颗恒星。各条曲线是伊弗齐奇等人 2008 年论文 a 中依据高斯分解作的经验拟合(蓝色曲线是银晕子系,而红色曲线则是银盘子系;后者被模型化为两个高斯函数的和,这两个高斯函数用暗黄色的曲线表示)。d 图中浅蓝色的曲线是中心在 [Fe/H] = 0.95 而宽为 0.22 德克斯的高斯函数。这一部分恒星占样本中的恒星的33 % ,据推测属于麒麟星流。复制自伊弗齐奇等人 2008 年论文 a

 

这些次结构呈现出了相对于平滑的银晕的背景计数、金属度和运动学分布的各种程度的反常。贝尔等人 2010 年论文使用一种新奇的方法研究银晕的不同次结构之间年龄和金属度的差别,即研究蓝水平支星相对于主序转出点恒星的计数之比。他们使用横跨四分之一天空的斯隆数字化巡天的数据,发觉这一比值有很大的变化,银晕中的某些特定区域几乎完全没有蓝水平支星。麒麟星流是一个很好的例子,其中的次结构在所有三个可观测量上同时偏离了背景分布(见 19)。它原来被解释为围绕银河系的一个环(伊巴塔等人 2003 年论文,杨尼等人 2003 年论文),后来显露为一个倾斜的星流,转动比周围的恒星快,并且金属度分布介于盘族恒星与晕族恒星的金属度分布之间(罗恰—平托等人 2003 年论文,尤里奇等人 2008 年论文,伊弗齐奇等人 2008 年论文 a )。

这些丰度次结构的发现给出了丰富的证据,表明了银晕是非常复杂的结构,被认为是解密支配它的形成和演化过程的重要线索。然而,尽管有这些次结构的存在,我们依然还不能就像“有多大比例的晕族恒星是从被合并的星系中吸积来的?”这个问题这么简单的问题取得一致公认的回答。当然,关于被合并的星系的光度和金属度分布的问题还更悬而未决。问题的一部分在于,在诸如上述的各个很强的次结构的邻近区域中,平滑背景的确定是很困难的事情,而且,当没有很强的次结构时,要找到一些较暗弱的特征也是很困难的事情。在最近的几年中,已经采取了若干处理方法来确定银晕的次结构数量。

有三项研究工作把斯隆数字化巡天中的恒星的空间分布与对于平滑背景的一些估计进行了比较,其中的距离依据的是测光视差方法, 而且他们使用上述背景周围测量到的密度的变化(均方根偏离,或者说均方根弥散)作为次结构的定量计量。尤里奇等人 2008 年论文的处理方法使用他们的对于背景估计的最佳拟合平滑模型,并且排除了在空间尺度上与他们的图的像素大小(介于 25 秒差距到 500 秒差距之间)可比的显著的“聚团性”。然而,贝尔等人 2008 年论文把斯隆数字化巡天中恒星的空间分布与由模拟得到的分布作了比较,在这些模拟中,银晕完全由瓦解后的伴星系组成,而所作的比较表明,对于银心距小于 40 千秒差距,两者是相似的。他们认为,任何平滑的模型都不能描述这些数据,并且得出结论,在恒星晕中,占据主要地位的是次结构,其均方根弥散,相对于 100 秒差距空间尺度上的平滑模型,至少为 40 % 。贝尔等人的研究依靠的是斯隆数字化巡天对主序星的观测,并且这些数据完全都推进到了暗极限(r : 22.5)。迪森、别洛库罗夫和埃文斯 2011 年论文改而使用斯隆数字化巡天第 8 次发布的数据中的蓝水平支星和蓝离散星研究它们的分布,达到的距离极限相近,也为 40 千秒差距,但恒星明亮得多。他们报告,他们的平滑模型,相对于最大似然模型的数据弥散,通常介于 5 % 20 % 之间。他们的结论是,“这表明,银河系的恒星晕,或者至少是斯隆数字化巡天第 8 次发布的数据中的 A 型星所示踪的子系,是平滑的,而未弛豫的次结构并不占主要地位。”应该记住的是,这一推断反映的是目前的状态,并且也许并不适用于更早时期的情况。塞萨尔等人 2010 年论文 a 使用斯隆数字化巡天第 82 条带中的天琴 RR 型星发现,“在离银心 30 千秒差距之内,至少 20 % 的晕族恒星,可以在统计上与次结构联系在一起。”而且更进一步,“……在银心距 ~ 30 千秒差距以外,有更大比例的恒星与次结构有关”(见 20)。

当搜索次结构时,加上运动学数据,能增加相对于平滑背景的对比度。施劳夫曼等人 2009 年论文使用斯隆银河系了解和探测延伸的分光巡天数据表明,离太阳 ~ 20 千秒差距之内的贫金属主序转出点星呈现出明显的迹象,它们的视向速度聚集在非常小的空间尺度范围内(称为冷晕次结构元,缩写为“ECHOS”;见 14 c d )。  他们估计,内晕的转出点星约有 10 % 属于冷晕次结构元,并且推断在整个内晕中存在约 1,000 冷晕次结构元。他们的“结果意味着合并活动的水平在过去几十亿年内大致是常数,并且在那段时间内没有质量大于银河系质量的百分之几的单个恒星系统的吸积”。施劳夫曼等人 2011 年论文认为,冷晕次结构元最可能的前身是矮椭球星系。冷晕次结构元的金属度的典型数值([Fe/H ] ~ -1)和视向速度弥散度的典型数值(~ 20 千米·秒-1)意味着矮星系的质量约为 109 M。理论推测,银晕中的一些很突出的次结构有可能是富金属的(布洛克和约翰斯顿 2005 年论文,芬特等人 2008 年论文),这些推测与冷晕次结构元的典型的金属度是一致的,与报告的麒麟星流的测量结果([Fe/H ] = -1.0 , 伊弗齐奇等人 2008 年论文 a) 以及人马潮汐流的拖尾部分的测量结果([Fe/H ] = -1.2 塞萨尔等人 2010 年论文 a )也是一致的。

 

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20.  斯隆数字化巡天第 82 条带中天琴 RR 型星的分布,衬以银盘平面的艺术概念画。色彩的配置显示出乘以银心距立方以后的天琴 RR 型星数密度(对数标度,从浅蓝)。注意丰富的结构的存在。棕色的亮斑和白色的虚线表明的是人马矮椭球星系(即“人马矮星系”)和它的潮汐流,按劳、约翰斯顿和马耶夫斯基 2005 年论文的“球型”模型建模(模型星流与检测到的团块之一人马团块重叠;讨论见塞萨尔等人 2010 年论文 a )。取自塞萨尔等人 2010 年论文 a 。动画版本可由《天文学和天体物理学年评》网站获得[http://www.annualreviews.org;米嘉(Mejia)和塞萨尔惠供]。

 

史密斯等人 2009 年论文对于斯隆数字化巡天的约 1,700 颗亚矮星的样本使用完全相空间坐标,并发现四个在角动量空间中局域化的离散超密区的证据,他们把这些区域称为斯隆运动学超密区(SKO)。这些超密区中的一个在更早的时候已由海尔米等人 1999 年论文的先驱工作识别了出来,而两个新的次结构所包含的恒星在运动学空间和金属度空间中均呈现局域化。它们之中的一个金属度比银晕背景低 ~ 0.5 德克斯,并且看来与四个球状星团(NGC5466 NGC6934 NGC7089M2 NGC6205 M13)的成协有关,意味着它们也许是同一吸积事件的一部分。如果确实是这样,那么这就是说前身一定是个很大的伴星系,大小应与天炉伴星系差不多。

薛等人 2011 年论文分析了斯隆数字化巡天检测的距离在 540 千秒差距的 4,000 多颗蓝水平支星的样本。他们使用为分析斯帕格蒂(Spaghetti,意为“意大利面条”)项目(斯塔尔肯伯格等人 2009 年论文)的数据而提出的方法,发现有一个恒星的超量区,与随机样本应有的分布相比,这些恒星既靠得很近,又具有相近的视向速度。显而易见的是,这种超量,对于距离超过 20 千秒差距的恒星子样本来说,与较近的子样本相比,超得更多。对于由数值模拟得出的模拟星表作类似的分析,在这些数值模拟中,恒星晕完全由瓦解后的伴星系碎片组成,其中的恒星呈现出类似的结构水平,虽然并不是非常突出。库珀(Cooper)等人 2011 年论文,在一项独立的研究中,也依据蓝水平支星的斯隆数字化巡天观测结果,并使用类似的分析方法,分析了大量最先进的恒星晕模型。他们发觉,对于内晕,这些模型推测的成团性比观测到的更强,意味着在他们的数值模拟中目前并不包含一个平滑子系的存在。

总起来说,这些新的研究工作一致地表明,银河系恒星晕的内层区域,即在 30 千秒差距左右以内,肯定呈现出次结构。属于次结构的恒星所占的比例的估计,集中在百分之几十左右。银晕的外层区域若干大光度示踪天体,例如天琴 RR 型星和蓝水平支星,对它们的观测结果表明,次结构随着银心距的增加而变得更突出,而且属于次结构的恒星所占的比例比在内晕中更高。现可利用的数据(依然)不能可靠地排除在外晕中的所有恒星实际上都属于次结构的可能性。

 

(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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