恒星中的alpha元素丰度分布

Mishenina et al.2004
Thick Thin Halo
[a/Fe]
0.20 0.15 0.10 0.05 0.00 -0.05 -1.2 -1.0 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0.0 0.2 0.4
[Fe/H]
利用运动学标准分类后的[α/Fe]— [Fe/H] （付瑞娟，2010）
厚盘和薄盘除在运动学、金属丰度和年龄存在不同之外，在某些 元素的化学丰度特别是α元素丰度上也明显不同：厚盘恒星的 [α/Fe]丰度相对于薄盘明显超丰。
Halo
0.6 0.4
[Mg/Fe]
Thick Disk
transition
Thin Disk
0.2 0.0 -0.2 -2.0 -1.5 -1.0 [Fe/H] -0.5 0.0 0.5

Edvardsson et al, 1993 A&A， 189颗Ｆ、Ｇ矮星
0.4
Edvardsson,B et al.1993
0.3
Thick Halo Thin
0.2
[a/Fe]
0.1
0.0
-0.1 -1.2
-1.0
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
0.0
0.2
0.4
[Fe/H]
Edvardsson等（1993）的[α/Fe]— [Fe/H]（实心原点表示Rm<7kpc的恒 星，空心圆圈表示7kpc<Rm<9kpc的 恒星，乘号表示Rm>9kpc的恒星。）
，
k
1 (2 )
3/ 2 U W
Vasym为非对称星流，是指太阳附近某 一恒星族的平均旋转速度，它随着星 族内随机运动的增加落后于LSR越来 越多。fi是太阳附近某一星族成分恒星 的比例。
Pthick f 2 P2 TD / D . Pthin f1 P1
• 金属丰度[Fe/H]的确定：
一般利用测光色指数得到的金属丰度作为 [Fe/H] 的初始值，结 合其他大气参数计算恒星大气模型，然后通过分析FeI和FeII谱线， 得到FeI的平均丰度作为新的[Fe/H]，重新计算恒星的大气模型，这 样反复迭代直到输入的[Fe/H]等于输出的[Fe/H]。当然也可以利用 FeII的丰度作为金属丰度，其优点是FeII谱线受NLTE影响较小。
Vc(km/s)
[Fe/H] (mean) age (Gyr) Mean age (Gyr)
220±3
-0.1 < 10 4.3
180±10
- 0.6 >8 9.7
<50
< -0.5 -1.5 12-15 13.7
(-0.7)~(0.4) (-0.3) ~ (-1.5)
____________________________________________________________
[a/Fe]
0.3 0.2 0.1 0.0 -0.1 -3.0
-2.5
-2.0
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
0.5
[Fe/H]
利用运动学标准分类后的[α/Fe]— [Fe/H] （付瑞娟，2010）
Mishenina et al. 2004 A&A ，174颗FGK矮星
0.45 0.40 0.35 0.30 0.25
Thin disk
Thick disk
Halo
V velocity of Galactic orbits vs. [Fe/H]
V = VLSR+220 km/s
2 2 2 Vtot (U LSR VLSR WLSR )1/ 2
不同星族恒星的Toomre 图 （Nissen & schuster 2010）
Bensby et al. 2005，102颗矮星
Reddy et al. 2006 MNRAS， 176颗矮星， d<150pc
Li et al. 2013，in preparing 102 颗矮星，2.16m望远镜观测结果




要明确回答上述一系列问题，最好的办法是从观 测上直接搜寻这些结构形成和演化的遗迹。 不同年龄恒星的元素丰度反映了恒星形成时所处 的银河系环境的化学成分，是追踪银河系形成和 化学演化的最好探针。 特别是由于α元素（Mg、Si、Ca、Ti）是短寿命 （~107 年）大质量II型超新星爆发的产物，而铁 元素主要是长寿命（~109 年）的Ia型超新星爆 发产生的，因此，恒星中的[α/Fe]可以作为“宇 宙时钟”追踪星系的形成和化学演化。 [α/Fe] = ([Mg/Fe]+[Si/Fe]+[Ca/Fe]+[Ti/Fe])/4
80 60 40 20
50 40 30 20 10
0 -50 -100 -150
U
V
σ
σ
-0.9 -0.6 -0.3 0.0
[Fe/H]
0.3
10
σ
W
-0.9 -0.6 -0.3 0.0
[Fe/H]
0.3
-0.9 -0.6 -0.3 0.0
[Fe/H]
0.3
-200 -1.0 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0.0 0.2 0.4 0.6
三、高分辨率光谱的[ /Fe]丰度
• 丰度分析方法和步骤
1.
首先获取高分辨率（R >30000）高信噪比（S/N >100）恒 星光谱。 数据处理: 利用MIDS, IRAF, IDL等软件包从二维光谱抽取 抽取一维谱，并进行视向速度改正和连续谱归一化，测量 谱线的等值宽度。 建立恒星大气模型，确定大气参数：有效温度Teff，表面重 力log g，金属丰度[Fe/H]，微观湍流速度ξt。 丰度计算方法：等值宽度法、光谱综合法

微观湍流速度ξt的确定：
微观湍流速度是谱线致宽的机制之一，在 谱线分析中微观湍流速度必须考虑。确定 微观湍流速度的方法一般是选取ξt＝1.5作 为初值，然后调节ξt，使得FeI的平均丰度 与等值宽度无关。
logε（FeI)
7.5
7.2
6.9
6.6 0 20 40 60 80 100
EW(FeI)
TD / H
Pthick f P 2. 2 Phalo f 3 P3
Thin disk star：TD/D < 0.1, TD/H > 1 Thick disk star：TD/D > 2, TD/H > 1 Halo star: TD/H < 0.1 Transition star：0.1 < TD/D < 2, 0.1 < TD/H < 2
[Fe/H]
σU、σV、σW vs. [Fe/H] (Li 2010)
VLSR vs. [Fe/H] (Li 2010)
划分星族成分的运动学方法和标准 (Bensby et al. 2003)
2 2 U LSR (VLSR Vasym ) 2 WLSR P f i k exp 2 2 2 2 2 2 U V W
中国虚拟天文台暨天文信息学2013年学术年会四川雅安河北师范大学空间科学与天文学系国家天文台河北师范大学空间科学联合研究中心2013年11月14日单一样本高分辨率光谱的fe丰度多个样本fe丰度的统计分析大样本低分辨率光谱的fe未来工作设想银河系的结构
中国虚拟天文台暨天文信息学2013年学术年会
四川●雅安

确定表面重力log g的方法
视差法：
丰度法：调节表面重力，使中性态FeI和电离态FeII得到相同铁
丰度的方法确定的表面重力。这是因为中性态和电离态的谱线对 表面重力的敏感程度不同。
这种方法确定表面重力与恒星大气模型有关，特别是FeI线和FeII线受非 局部热动平衡（NLTE）效应的影响是不同的。尤其对于贫金属恒星导致 得到的表面重力就会有很大误差。

恒星大气模型介绍：
恒星大气模型描述了恒星大气的物理结构，即温度、密度、气体压力、电 子压力等物理量在恒星大气不同深度的变化规律，要确切描述这个问题 从物理和数学两个方面都存在一定的困难。

目前的理论大气模型一般都采用平行层、流体静力学平衡和局部热动平 衡（LTE）假定，对流采用混合程理论处理，最广泛采用的是Kurucz的 LTE模型 。 非局部热动平衡（NLTE）模型：由于有辐射场的存在，很多情况下碰撞 不占主导地位时，粒子数布据不再满足玻尔兹曼和萨哈方程。特别是对 贫金属的恒星而言，由于电子数密度低，而且由于不透明度的降低，辐 射场起主导作用（Gehren et al.,2004，Shi 2009）。 在这种情况下，必 须要考虑非局部热动平衡效应对元素丰度确定的影响。有关NLTE的综述 文献：Martin Asplund，2005，ARAA。
-1.0
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
0.0
0.2
[Fe/H]
利用运动学标准分类后的[α/Fe]— [Fe/H] （付瑞娟，2010）
Gratton,et al. 2003 A&A，150颗亚矮星和亚巨星
0.7 0.6 0.5 0.4
Gratton,et al.2003
Thin Thick Halo
二、划分厚盘和薄盘恒星的运动学方法
厚盘和薄盘恒星的空间速度U、V、W和金属丰度[Fe/H]都存在交叉重叠， 但二者的速度弥散明显不同。
a)
120 100
/km s-1
70 60
/km s-1
b)
80 70 60
/km s-1
150
c)
100 50
VLSR /km s-1
D TD
50 40 30 20
银盘恒星的Alpha元素 丰度分布
李 冀
河北师范大学空间科学与天文学系 国家天文台—河北师范大学空间科学 联合研究中心 2013年11月14日
内容提纲



背景介绍 划分厚盘和薄盘恒星的运动学方法 单一样本高分辨率光谱的[ /Fe]丰度 多个样本[ /Fe]丰度的统计分析
大样本低分辨率光谱的[ /Fe] 丰度
不同星族恒星的基本特征：厚盘和薄盘在运动学、化
学丰度以及年龄上都表现出不同的性质。
thin disk thick disk halo bulge
z0 (pc) Vtot (km/s) < 300 < 60 800 ~1300 80 ~ 180 20000 > 200 440 large dispersion (-1.5) – (+0.4) ? ?
利用运动学标准分类后的 [α/Fe]—[Fe/H] （付瑞娟，2010）
Chen et al. 2000, A&A，90颗矮星
0.40 0.35 0.30 0.25 0.20
Chen,Y.Q,et at.2000
Thin Disk Thick Disk
[a/Fe]
0.15 0.10 0.05 0.00 -0.05 -1.2
Fuhrman 2004，Astron. Nachr
Using a combination of kinematics , metallicities, and stellar ages to identify the membership of populations.
Stellar kinematics of different stellar populations


丰度计算的光谱综合方法（SIU）：
Si I红外谱线的NLTE效应，贫金属恒星HD19445中 两 条强红外Si I谱线的拟合情况。Shi et al. 2011
[ /Fe]的典型观测结果

近30年来，随着大望远镜的投入使用和光谱仪及探测 器技术的进步，高分辨率光谱观测取得飞跃性的发展， 但由于观测限制，目前的观测仍主要在太阳附近邻域。 由于恒星的运动，太阳附近的恒星样本不仅包含薄盘 星，也包含厚盘星和晕星，以此为样本可以推知银河 系不同星族恒星的化学丰度分布，进而揭示整个银盘 乃至银河系的化学演化的历史。

未来工作设想
一、研究背景
银河系的结构: 银心 + 核球 + 银盘（厚/薄）+ 银晕（内/外）
Inner/outer halos
Bulge
Thin/thick disks
有关银河系结构和演化的重要问题： 1. 银河系的这些结构是如何形成的？ 2. 它们又是如何演化的？它们之间又有什么样的联系？ 3. 厚盘和薄盘的形成是连续的？还是存在一个时间间隔？ 。。。。。。
2.
3.
4.
恒星大气参数的确定

确定有效温度Teff的方法
测光温度：利用各种色指数（B－V）， （V－K）和（b－y）和红外流量修正 的温度定标的经验公式（如Alonso et al., 1996, Holmberg et al., 2007）。
分光温度：直接利用恒星光谱得到有 效温度，一种是利用拟合Hα线轮廓 （Gratton et al. 2003）, 一种是迫使处 于不同激发态的Fe I谱线给出相同的Fe 丰度计算恒星的有效温度（Fulbright ， 2000）。