基于APOGEE數(shù)據(jù)探索反銀心區(qū)域子結(jié)構(gòu)

李 靜,閆正洲,蔣青權(quán)

(西華師范大學(xué) 物理與空間科學(xué)學(xué)院，四川 南充 637009)

0 引 言

麒麟座星環(huán)是2002年Newberg等人[1]首次發(fā)現(xiàn)的低銀緯恒星高密度區(qū)，它是一個(gè)從未被認(rèn)知與探索的反銀心方向的低緯度子結(jié)構(gòu)。從速度彌散和金屬豐度特征來看它很像銀暈中的子結(jié)構(gòu)，但是在低銀緯的地方該結(jié)構(gòu)速度特征與銀盤相似。關(guān)于這個(gè)結(jié)構(gòu)的起源一直存在爭議，大量的研究工作圍繞其組成、起源、相關(guān)的星系形成理論以及暗物質(zhì)分布等方面展開，并且引發(fā)了激烈的討論。最初，這個(gè)子結(jié)構(gòu)被認(rèn)為是受到銀河系引力吸積而瓦解的潮汐流或者是銀河系厚盤翹曲所致[2]；后來又有人提出，可能是由于類似于人馬座這樣的星流穿過銀盤時(shí)振動(dòng)造成的[2]。

Yanny等人(2003)[3]利用SDSS初期大量的光譜數(shù)據(jù)，對位于上述高密度區(qū)域的光譜數(shù)據(jù)進(jìn)行了速度分析，在其中幾個(gè)區(qū)域發(fā)現(xiàn)了明顯不同于厚盤的速度和速度彌散分布。Grillmair等人(2006,2008)在反銀心方向認(rèn)證出了復(fù)雜的三星流結(jié)構(gòu)——反銀心星流(ACS)，他們認(rèn)為這個(gè)星流是特定大小和質(zhì)量的矮星系潮汐瓦解而形成[4]。同時(shí)，Grillmair等人(2006)還發(fā)現(xiàn)在靠近(l，b)= (229°，28°)的區(qū)域存在另一個(gè)高銀緯的超密度區(qū)——東部帶狀結(jié)構(gòu)(Eastern Banded Structure，EBS)。之后，Grillmair等人(2011)指出這個(gè)潮汐碎片在銀心和太陽之間的偏心軌道上，并認(rèn)為其前身天體應(yīng)該是一個(gè)球狀星團(tuán)[5]。Michel-Dansac 等人(2011) 認(rèn)為人馬座矮星系穿越銀盤的過程中，在銀盤與矮星系相互作用下有可能會(huì)形成麒麟座星環(huán)這樣的環(huán)狀結(jié)構(gòu)[6]。Purcell等人(2011)也指出當(dāng)人馬座矮星系落入銀盤時(shí)，在銀盤上容易形成如環(huán)狀結(jié)構(gòu)這樣的旋臂翹曲[7]。Kazantzidis等人(2008)[8]和Younger等人(2008)[9]對于麒麟座星環(huán)結(jié)構(gòu)的起源提出了一種新的解釋，認(rèn)為當(dāng)大量暗物質(zhì)子暈經(jīng)過盤時(shí)與衛(wèi)星星系發(fā)生碰撞則有可能在星系的邊緣產(chǎn)生這個(gè)結(jié)構(gòu)。隨后，Li等人(2012)[10]利用SDSS(The Sloan Digital Survey) DR8在反銀心區(qū)域的光譜數(shù)據(jù)(包括SEGUE和SEGUE-2在反銀心區(qū)域的光譜數(shù)據(jù))進(jìn)行了測光和光譜分析，發(fā)現(xiàn)麒麟座星環(huán)金屬豐度為[Fe/H]～-0.80±0.1，而反銀心流的金屬豐度為[Fe/H]～-0.96±0.03，認(rèn)為兩者之間應(yīng)該有一定的聯(lián)系；同時(shí)，他們還發(fā)現(xiàn)麒麟座星環(huán)的金屬豐度高于暈星而低于厚盤星，速度彌散也低于厚盤星，表明該結(jié)構(gòu)與厚盤明顯不同。

Chou等人(2010)[11]和Meisner等人(2012)[12]均對麒麟座星環(huán)的化學(xué)豐度做了詳細(xì)的研究。Meisner等人發(fā)現(xiàn)該結(jié)構(gòu)的金屬豐度[Fe/H]～-1，這個(gè)值亦在暈星與厚盤星金屬豐度值之間，與Li等人(2012)的結(jié)果一致。

在Xu等人(2015)[13]的研究中，麒麟座星環(huán)在北天的數(shù)據(jù)較明顯，而南天數(shù)據(jù)寥寥。雖然這些恒星光譜數(shù)據(jù)在北天和南天都有，但是他們各自的銀心距離是不相同的。除此之外，Xu等人(2015)認(rèn)為這些類似星環(huán)的結(jié)構(gòu)與銀河系的螺旋形的結(jié)構(gòu)大致上是匹配的，而螺旋形的結(jié)構(gòu)和盤的振動(dòng)很有可能是由相同的過程激發(fā)而產(chǎn)生的。

從2002年該結(jié)構(gòu)被首次發(fā)現(xiàn)至今，麒麟座星環(huán)這個(gè)結(jié)構(gòu)的起源引發(fā)了無數(shù)科學(xué)家的猜想，并一直被不斷研究、嘗試解決，但并沒有被真正地破解。目前仍然還有很多懸而未決的類似問題，比如大犬座矮星系的形成原因，有人認(rèn)為可能是盤的振蕩過程中產(chǎn)生的一個(gè)螺旋臂，這個(gè)觀點(diǎn)并沒有得到有力支持亦或是反駁。當(dāng)外盤被矮星系或者暗物質(zhì)的子暈沖擊后，根據(jù)其動(dòng)力學(xué)的演變過程中產(chǎn)生的新的模型及其引發(fā)的預(yù)測，有人認(rèn)為需要對同時(shí)與麒麟座星環(huán)和TriAnd星環(huán)有關(guān)的一個(gè)細(xì)絲狀的結(jié)構(gòu)進(jìn)行重新審查，并且對數(shù)據(jù)進(jìn)行更加詳細(xì)準(zhǔn)確地分析。除以上問題之外，還有很多具體問題等待我們?nèi)ソ鉀Q。

SDSS DR13(或者說APOGEE)數(shù)據(jù)的釋放，對我們來說是繼續(xù)探究反銀心子結(jié)構(gòu)的一個(gè)機(jī)會(huì)，讓我們在前人的工作基礎(chǔ)上，對反銀心子區(qū)域結(jié)構(gòu)有更進(jìn)一步的探究。因此，本文使用DR13中的紅巨星光譜數(shù)據(jù)來對反銀心結(jié)構(gòu)再一次認(rèn)證。

1 數(shù)據(jù)介紹和分析

1.1 數(shù)據(jù)簡要介紹

1.1.1 SDSS簡要介紹

斯隆數(shù)字巡天 (SDSS)擁有全天的三分之一的多色測光數(shù)據(jù)和超過三百萬的龐大天文光譜數(shù)據(jù)庫，創(chuàng)造出了目前為止最詳細(xì)的宇宙三維地圖。SDSS經(jīng)過長達(dá)十年的研發(fā)，在2000年正式開始了常規(guī)的觀測。SDSS最新的一代巡天項(xiàng)目(SDSS-Ⅳ，2014-2020)包含了三個(gè)子項(xiàng)目，其中APOGEE-2(Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment)為銀河系的南天和北天的恒星光譜巡天。

1.1.2 APOGEE數(shù)據(jù)介紹

APOGEE是SDSS IV的一個(gè)子項(xiàng)目，仍在進(jìn)行之中。該項(xiàng)目提供了高分辨率、高信噪比的紅外光譜數(shù)據(jù)。目前已觀測超過10萬顆紅巨星，空間范圍橫跨了整個(gè)銀河系核球、棒、銀盤和暈的邊緣。從其高分辨率光譜中我們可以獲得精確的速度和化學(xué)豐度參數(shù)，對銀河系的動(dòng)力學(xué)構(gòu)造和化學(xué)增豐歷史形成了空前的透視。

APOGEE的第二個(gè)階段(APOGEE-2)是對銀河系恒星光譜的調(diào)查，利用了數(shù)目巨大的恒星參數(shù)信息來對銀河系的結(jié)構(gòu)和形成的歷史進(jìn)行探索。為了探究銀河系結(jié)構(gòu)、化學(xué)成分、銀盤、核球和暈的運(yùn)動(dòng)以及銀河系中的恒星的年齡分布，APOGEE-2依靠紅外光譜(可以滲透部分銀盤和核球中的塵埃)獲得恒星的光譜數(shù)據(jù)，其紅外光譜獲得的數(shù)據(jù)參數(shù)眾多，甚至包括銀河系恒星的元素豐度分布以及銀河系大部分恒星的運(yùn)動(dòng)。通過研究恒星的運(yùn)動(dòng)，我們可以獲得星系演化歷史的證據(jù)。

本文采用的APOGEE數(shù)據(jù)來自SDSS-IV的第一批釋放數(shù)據(jù)(SDSS DR13)，從中選取了紅巨星樣本。

1.2 數(shù)據(jù)挑選及分析

1.2.1 速度分布對比分析

圖1為SDSS DR13中APOGEE的恒星光譜樣本在反銀心區(qū)域的分布，總共有反銀心區(qū)域111個(gè)天區(qū)，這些天區(qū)的位置信息為表1所示。我們從中選取了紅巨星樣本，選擇條件為：距離|dist|<300kpc,速度|RV|<400 km/s，信噪比S/N>10，(紅巨星的判據(jù): 40005°的天區(qū)1-1到3-6記為組G(高銀緯區(qū)域)，把緯度為-5°

表1 光譜數(shù)據(jù)對應(yīng)天區(qū)的位置信息

RegionnameCenterLongitude/°CenterLatitude/°Width inLongitude/°Height inLatitude/°AverageLongitude/°AverageLatitude/°G1-112818.01.6213018.8G1-215016.01.6215015.9G1-315717.01.6215717.9G1-416517.01.6216517.9G1-517217.01.6217217.9G1-618018.01.6318018.5G1-718717.01.6218718.0G1-819517.01.6219517.9G1-919818.01.6119819.2G1-1020217.01.6220217.9G1-1121015.01.6220915.9G2-113512.01.6213412.0G2-215712.01.6215712.0G2-317212.01.6217211.9G2-418012.01.6218011.9G2-518712.01.6218711.9G2-620212.01.6220212.0G3-11507.51.621507.9G3-21657.51.621658.0G3-31807.51.621808.0G3-41957.51.621958.0G3-51987.51.621978.0G3-62107.51.622108.0B4-11224.01.621234.0B4-21264.01.621274.0B4-31304.01.621313.9B4-41356.01.621355.9B4-51394.01.621384.0B4-61434.01.621424.0B4-71474.01.621463.9B4-81504.01.621503.9B4-91534.01.621534.0B4-101574.01.621573.9B4-111604.01.621614.0RegionnameCenterLongitude/°CenterLatitude/°Width inLongitude/°Height inLatitude/°AverageLongitude/°AverageLatitude/°B4-121654.01.621654.0B4-131694.01.621683.9B4-141724.01.621723.9B4-151764.01.621763.9B4-161804.01.621803.9B4-171854.01.621833.9B4-181884.01.621873.8B4-191924.01.621913.9B4-201954.01.621953.8B4-211984.01.621984.0B4-222023.01.622022.8B4-232064.01.622064.0B4-242104.01.622103.9B4-252144.01.622133.9B4-262184.01.622174.0B4-272214.01.622213.9B4-282264.01.622253.9B4-292294.01.622283.8B5-11260.01.62127-0.1B5-21350.01.621350.0B5-31430.01.621420.0B5-41500.01.621500.0B5-51570.01.621570.0B5-61650.01.621650.0B5-71690.01.621680.6B5-81720.01.621720.0B5-91760.01.621760.0B5-101800.01.621800.0B5-111850.01.621830.0B5-121880.01.621870.2B5-131920.01.621910.0B5-141950.01.621950.0B5-152020.01.622020.0B5-16206-2.01.62206-1.4

續(xù)表1RegionnameCenterLongitude/°CenterLatitude/°Width inLongitude/°Height inLatitude/°AverageLongitude/°AverageLatitude/°B5-172100.01.62210-0.2B5-182180.01.62217-0.2B6-1122-4.01.62123-3.9B6-2126-4.01.62127-4.0B6-3130-4.01.62131-4.1B6-4135-6.01.62134-6.0B6-5139-4.01.62138-4.0B6-6143-4.01.62142-4.0B6-7147-4.01.62146-3.9B6-8150-4.01.62150-3.9B6-9153-4.01.62153-3.9B6-10157-4.01.62157-3.9B6-11160-4.01.62161-4.0B6-12165-4.01.62165-3.9B6-13169-4.01.62168-3.9B6-14172-4.01.62172-3.9B6-15176-4.01.62176-3.9B6-16180-4.01.62180-3.9B6-17185-4.01.62183-4.0B6-18188-4.01.62197-3.9B6-19192-4.01.62191-4.0RegionnameCenterLongitude/°CenterLatitude/°Width inLongitude/°Height inLatitude/°AverageLongitude/°AverageLatitude/°B6-20195-4.01.62195-4.0B6-21198-4.01.62198-4.0B6-22202-4.01.62201-4.0B6-23206-4.01.62206-3.9B6-24210-4.01.62210-4.0B6-25214-4.01.62213-3.5B6-26218-4.01.62217-3.7B6-27221-4.01.62221-4.0B6-28226-4.01.62225-4.0B6-29229-4.01.62228-4.0P7-1150-8.01.62150-7.9P7-2165-8.01.62165-7.9P7-3180-8.01.62180-8.0P7-4195-8.01.62195-7.9P7-5210-8.01.62210-7.9P8-1135-12.01.62135-12.0P8-2157-12.01.62157-11.9P8-3172-12.01.62172-12.0P8-4180-12.01.62180-12.0P8-5188-12.01.62187-11.9

我們首先對每顆星相對于銀心的視向速度(line-of-sight)進(jìn)行了計(jì)算，公式如下：

Vgsr=RV+10coslcosb+225.2sinlcosb+7.2sinb(km/s),

(1)

其中，Vgsr,RV分別為相對于銀心的速度，視向速度。為了與厚盤星的速度進(jìn)行比對，我們由下述公式計(jì)算了每一天區(qū)厚盤星速度的理論值Vtd：

(2)

其中，l為銀經(jīng)，b為銀緯，Vrot是厚盤的旋轉(zhuǎn)速度(在這里取為170km/s)，ɑ是太陽和探測的恒星之間的夾角，由下述公式計(jì)算：

ɑ

(3)

式中d是到探測的該恒星到太陽的距離，在這里粗略估計(jì)d為10kpc，8kpc是太陽的銀心距，r是目標(biāo)恒星的銀心距，可由下式計(jì)算：

(4)

為了對反銀心區(qū)域的恒星光譜數(shù)據(jù)進(jìn)行分析認(rèn)證等一系列工作，我們挑選出銀心距在8到25kpc范圍內(nèi)恒星樣本較多的天區(qū)進(jìn)行分析，并對每個(gè)天區(qū)內(nèi)的恒星徑向速度分布進(jìn)行了高斯擬合。圖2展示了G1-1天區(qū)恒星徑向速度的高斯擬合結(jié)果，紅色的曲線代表該天區(qū)恒星速度分布的擬合，綠色的曲線代表該天區(qū)厚盤星速度分布的理論值擬合?？梢院苊黠@地看到，由于數(shù)據(jù)不足，厚盤星高斯擬合的彌散明顯不準(zhǔn)確，遠(yuǎn)低于正常的厚盤星速度彌散值(σ=34.6km/s)，因此在后續(xù)工作中，厚盤星高斯擬合的速度彌散值直接設(shè)置為34.6km/s。

最終，我們在111個(gè)天區(qū)中挑選出了7個(gè)樣本相對較多的天區(qū)，對天區(qū)內(nèi)反銀心方向的恒星速度分布以及理論預(yù)測的厚盤星速度分布做了高斯擬合(如圖3所示)，并將這7個(gè)小天區(qū)高斯擬合結(jié)果記錄在表2中，每一列代表的分別是：天區(qū)的名字、該天區(qū)反銀心方向恒星速度高斯擬合的平均值(Vh)、該天區(qū)恒星速度擬合的彌散值(σh)、該天區(qū)厚盤星速度的理論值(Vtd)(假設(shè)這些恒星與太陽的距離都為10kpc)、Vh與Vtd的差值(ΔV=Vh-Vtd)、兩條高斯擬合恒星的數(shù)量(N)。

表2 7個(gè)小天區(qū)對應(yīng)的子結(jié)構(gòu)(h)和厚盤星(td)恒星速度分布的高斯擬合的結(jié)果

Region nameVh/(km·s-1)σhVtd/(km·s-1)ΔV/(km·s-1)NG1-148.7816.8049.99-1.2125G1-9-20.7822.05-25.004.2223G3-3-29.8515.010.00-29.8514G3-6-37.5019.19-42.935.4316B4-20-31.9024.64-25.00-6.9014B5-16-56.3717.06-41.49-14.8820B4-24-32.8722.63-25.00-7.8612

1.2.2 金屬豐度對比分析

根據(jù)緯度的不同，我們將這7個(gè)天區(qū)分為三組：位于15°-0.2區(qū)域。將Part3中每個(gè)小天區(qū)的恒星數(shù)據(jù)用不同的圖形標(biāo)注(■代表B4-20，▲代表B4-24，●代表B5-16天區(qū))則可發(fā)現(xiàn)，[Fe/H]>-0.2區(qū)域的恒星數(shù)據(jù)大部分來自B4-24天區(qū)。

圖5展示了這三組(part1、part2、part3)天區(qū)的金屬豐度分布。由于厚盤的預(yù)測平均速度為50km/s，我們選擇了速度(Vgsr)集中在50km/s的恒星，速度(Vgsr)范圍在(-50km/s,50km/s)的恒星數(shù)據(jù)，分別對三組的豐度分布做了高斯擬合。part1擬合的峰值為[Fe/H]=-0.51±0.01,part2的峰值為[Fe/H]=-0.49±0.007，而part3的峰值高于前兩部分，為[Fe/H]=-0.44±0.01。圖中N為該部分?jǐn)M合的恒星數(shù)量。

2 結(jié)論

通過表2和圖3可以看出，G3-3和B5-16兩個(gè)天區(qū)恒星銀心方向的徑向速度和厚盤星明顯不相同，并且它們的速度彌散值也明顯低于厚盤星，即它們速度分布的高斯擬合都比厚盤星窄。G1-1和G3-6的恒星速度分布和厚盤速度分布幾乎一樣，然而速度彌散卻明顯低于厚盤。B4-20和B4-24的恒星速度分布和厚盤星速度分布大致契合，彌散值卻略低于厚盤，代表著這些恒星大多數(shù)與本文厚盤的擬合契合。G1-9中的恒星速度與厚盤速度幾乎一樣，彌散值也略低于厚盤的擬合。

我們將這一結(jié)果展現(xiàn)在空間分布圖6中，G1-1、G1-9、G3-6中的恒星速度均值與厚盤星相似，但速度彌散明顯比厚盤窄。G3-3、B5-16中的恒星速度均值與擬合的厚盤星速度明顯不一樣，并且速度彌散值也明顯低于厚盤的擬合。剩下的B4-20、B4-24中的恒星速度均值與厚盤偏差很小，速度彌散值也與厚盤偏差較小。

不難發(fā)現(xiàn)，在15°

G3-3和B5-16兩個(gè)天區(qū)的速度分布明顯不同于厚盤，對照人馬座星流經(jīng)過的區(qū)域，我們發(fā)現(xiàn)G3-3天區(qū)(中心坐標(biāo)為(180°，7.6°))處在人馬座星流經(jīng)過的區(qū)域，因此，G3-3區(qū)域的恒星可能存在人馬座星流(Sagittarius Stream)的成員星。

通過圖4可以看到，金屬豐度[Fe/H]>-0.2的恒星大部分來自于B5-16天區(qū)，該天區(qū)的速度分布與厚盤不同(圖3)，因此，B5-16(中心坐標(biāo)為(210°，-4°))這個(gè)天區(qū)可能是一個(gè)年輕星團(tuán)，或者存在被銀河系瓦解的潮汐碎片，也有可能是銀河系旋臂的一部分。

本文利用最新釋放的SDSS DR13中APOGEE子項(xiàng)目的紅巨星樣本對反銀心方向的子結(jié)構(gòu)進(jìn)行了分析認(rèn)證，得到了對于繼續(xù)探究反銀心方向子結(jié)構(gòu)有利的結(jié)論。通過與厚盤速度分布的對比，認(rèn)證出反銀心區(qū)域內(nèi)的G3-3可能存在人馬座星流的成員星。聯(lián)合其金屬豐度的特征，發(fā)現(xiàn)G5-16也是一個(gè)不同于厚盤的子結(jié)構(gòu)，并認(rèn)為這個(gè)天區(qū)可能是一個(gè)年輕的星團(tuán)，或者是被銀河系瓦解的潮汐碎片，甚至可能是銀河系旋臂的一部分。

最近的研究表明，主要的低銀緯子結(jié)構(gòu)(包括麒麟座星環(huán))可能是因?yàn)殂y河系衛(wèi)星經(jīng)過厚盤的時(shí)候產(chǎn)生的，但目前來說，關(guān)于該結(jié)構(gòu)的起源與本質(zhì)這個(gè)復(fù)雜的問題并沒有完全得到解釋。在將來的工作中，可以結(jié)合LAMOST(解釋)與APOGEE的各自優(yōu)勢，從而讓認(rèn)證反銀心子結(jié)構(gòu)的工作更加有效與準(zhǔn)確。

致謝：感謝在這篇文章的結(jié)果分析過程中田浩博士給予的建議和幫助，以及審稿人的幫助和修改建議。

參考文獻(xiàn)：

[1] NEWBERG H J,YANNY B,COLE N,et al.The overdensity in virgo,sagittarius debris,and the asymmetric spheroid[J].Astrophysical Journal,2012,668(1):221.

[2] YANNY B,NEWBERG H J.The monoceros ring,and other substructure near the galactic plane[M]//Tidal Streams in the Local Group and Beyond.Springer International Publishing,2016.

[3] NEWBERG H J,YANNY B,GREBEL E K,et al.Sagittarius tidal debris 90 kiloparsecs from the galactic center[J].Astrophysical Journal,2003,596(2):L191-194.

[4] MARTIN C,CARLIN J L,NEWBERG H J,et al.Kinematic discovery of a stellar stream located in pisces[J].Astrophysical Journal Letters,2013,765(2):L39-44.

[5] GRILLMAIR C J.Another look at the eastern banded structure:a stellar debris stream and a possible progenitor[J].Astrophysical Journal,2011,738(738):98.

[6] MICHEL-DANSAC L,ABADI M G,NAVARRO J F,et al.A sagittarius-induced origin for the monoceros ring[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters,2011,414(1):L1-L5.

[7] PURCELL C W,BULLOCK J S,TOLLERUD E J,et al.The sagittarius impact as an architect of spirality and outer rings in the Milky Way[J].Nature,2011,477(7364):301-303.

[8] LARSEN J A,CABANELA J E,HUMPHREYS R M,et al.Mapping the asymmetric thick disk.I.A search for triaxiality[J].Astronomical Journal,2009,139(139):348.

[9] YOUNGER J D,BESLA G,COX T J,et al.On the origin of dynamically cold rings around the milky way[J].Astrophysical Journal,2008,676(1):L21.

[10] JING L,NEWBERG H J,CARLIN J L,et al.On rings and streams in the galactic anti-center[J].Astrophysical Journal,2012,757(2):161-188.

[11] YANNY B,NEWBERG H J.The monoceros ring,and other substructure near the galactic plane[M]// Tidal Streams in the Local Group and Beyond.Springer International Publishing,2016.

[12] MEISNER A M,FREBEL A,JURIC M,et al.The metallicity of the monoceros stream[J].Astrophysical Journal,2012,753(2):282-292.

[13] XU Y,NEWBERG H J,CARLIN J L,et al.Rings and radial waves in the disk of the milky way[J].Astrophysical Journal,2015,801(2):L105-130.

[14] COCKCROFT R,MCCONNACHIE A W,HARRIS W E,et al.Unearthing foundations of a cosmic cathedral: searching the stars for M33’s halo[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,2013,428(2):1248-1262.

[15] 李靜.大樣本M巨星的距離和金屬豐度及其在銀暈子結(jié)構(gòu)研究中的應(yīng)用[D].上海：中國科學(xué)院上海天文臺，2016.

[16] GRILLMAIR C J.Substructure in Tidal Streams:Tributaries in the anti-center stream[J].Astrophysical Journal,2006,651(1):L29-L32.