基于SCUSS 和SDSS數(shù)據(jù)的銀河系暈金屬豐度分布*

左文波，杜翠花

(中國科學院大學物理科學學院， 北京 101408) (2017年3月21日收稿； 2017年5月4日收修改稿)

由于銀河系的暈比盤有更長的動力學時標[1-2]，它可以記錄更多銀河系形成和演化的歷史，所以對銀河系暈的研究一直是星系研究的重要課題。在標準冷暗物質(zhì)宇宙模型中，銀河系暈通過吸積作用形成。通過對暈星金屬豐度的研究分析，可以給出銀河系暈形成更加具體直接的限制。

SDSS[3]和2MASS[4]等大規(guī)模巡天項目的開展和運行給我們提供了大量關于恒星金屬豐度和運動學的數(shù)據(jù)。十幾年來對巡天數(shù)據(jù)的分析研究，我們對銀河系暈的認識也有顯著提高。

Carollo等[5-6]選擇SDSS和SEGUE中太陽鄰域(dhelio<4 kpc和7 kpc

本文結合蒙特卡羅方法和SCUSS，SDSS測光數(shù)據(jù)對銀河系暈的金屬豐度分布進行研究。

1 SCUSS和SDSS簡介

斯隆數(shù)字化巡天(SDSS)是由美國國家費米實驗室等8個研究機構共同實施的多波段測光與光譜巡天項目。該項目利用美國墨西哥州的阿帕奇天文臺的一架2.5 m口徑廣角光學望遠鏡[14]。至今，測光巡天已經(jīng)覆蓋超過1/3的天區(qū)。測光巡天共有u，g，r，i和z這5個波段，有效波長分別為355.1，468.6，616.5，748.1和893.1 nm。5個波段的極限星等分別是22.0，22.2，22.2，21.3和20.5 mag。

南銀冠u波段巡天(SCUSS)是由中國科學院國家天文臺和美國亞利桑那大學共同實施的國際合作項目。該項目利用口徑為2.3 m的博克望遠鏡(Bok telescope)在u波段(355 nm)對南銀冠進行測光巡天觀測。同時該項目將為LAMOST(large sky area multi-object fiber spectroscopic telescope)巡天項目提供輸入星表。最終該巡天覆蓋近5 000 deg2的南銀冠天區(qū)。u波段的極限星等大約是23.5 mag[15]，比SDSS的u波段極限星等深1.5 mag。

2 測光金屬豐度定標

本節(jié)介紹基于蒙特卡羅模擬對恒星測光金屬豐度定標的方法。將SDSS網(wǎng)站(http:∥www.sdss3.org/)中sppParams星表與SCUSS測光數(shù)據(jù)通過ID匹配得到樣本，該樣本有表面重力、金屬豐度、有效溫度等光譜信息和SDSS和SCUSS的測光信息。為選擇定標樣本，采用與文獻[12]類似的篩選標準:

1)r波段消光小于0.3；

2)log(g)>3；

3)14

4)0.1

5)0.6

采用與文獻[13]類似的方法將色指數(shù)平均分開并按下面公式賦予index值，其中int表示取整。index=12×int((U-g-0.6)/0.05)+int((g-r-0.1)/0.05)同時也將[Fe/H]從-3.5到0.5按0.05 dex均分，得到維度為336×80的“種子”數(shù)組。

根據(jù)恒星的色指數(shù)U-g，g-r和得到的“種子”數(shù)組，可以利用蒙特卡羅模擬產(chǎn)生隨機數(shù)的方法產(chǎn)生恒星測光技術豐度的分布。如圖1所示，由蒙特卡羅模擬的定標樣本的測光金屬豐度分布(藍色柱狀圖)和光譜(紅色柱狀圖)給出的金屬豐度分布十分相似。

圖1 測光金屬豐度分布(藍色柱狀圖)與光譜金屬 豐度(紅色柱狀圖)分布的對比Fig.1 Comparison between the metallicity distributions based on photometry (solidhistogram) and based on spectra (dashed histogram)

3 銀河系暈的測光金屬豐度分布

3.1 暈星選擇條件

銀河系暈中除場星之外還有星流、星云之類的子結構。Gu等[17]提到子結構在20.5

圖中實線為樣本所在區(qū)域。圖2 主序星(20.5

圖3 樣本星在RZ平面內(nèi)的分布Fig.3 Distribution of sample stars in RZ

3.2 銀河系暈的測光金屬豐度分布

運用蒙特卡羅方法可以得到樣本的測光金屬豐度分布。選擇遠離盤的樣本研究金屬豐度分布與柱坐標中Z的關系，樣本分別滿足Z<-10 kpc，Z<-12 kpc和Z<-15 kpc。假設單一星族的金屬豐度分布可以用高斯函數(shù)描述，那么對于暈星的金屬豐度分布則可以用混合高斯模型描述。圖4展示最終結果，具體細節(jié)如下。

圖4中柱狀圖為測光金屬豐度分布，虛線、點線和點劃線3條曲線代表高斯函數(shù)。圖4(a)顯示Z<-10 kpc子樣本，點劃線的峰值位于[Fe/H]=-1.49，彌散為σ[Fe/H]=0.39，所占權重為68%；點線的峰值位于[Fe/H]=-2.19，彌散為σ[Fe/H]=0.46，所占權重為26%；虛線的峰值位于[Fe/H]=-0.62，彌散為σ[Fe/H]=0.14，所占權重為6%。圖4(b)顯示Z<-12 kpc子樣本，點劃線的峰值位于[Fe/H]=-1.55，彌散為σ[Fe/H]

虛線、點線和點劃線3條曲線代表高斯函數(shù)，3個高斯函數(shù)之和為黑色曲線圖4 不同Z區(qū)間的測光金屬豐度分布Fig.4 Photometric metallicity distributions in different Z-intervals

=0.41，所占權重為80%；點線的峰值位于[Fe/H]=-2.43，彌散為σ[Fe/H]=0.38，所占權重為14%；虛線的峰值位于[Fe/H]=-0.61，彌散為σ[Fe/H]=0.14，所占權重為6%。圖4(c)顯示Z<-15 kpc子樣本，點劃線的峰值位于[Fe/H]=-1.54，彌散為σ[Fe/H]=0.39，所占權重為79%；點線的峰值位于[Fe/H]=-2.37，彌散為σ[Fe/H]=0.40，所占權重為16%；虛線的峰值位于[Fe/H]=-0.61，彌散為σ[Fe/H]=0.14，所占權重為5%。表1是以上結論的總結。

表1 高斯模型擬合參數(shù)

An等[7-8]基于SDSS的Stripe82恒星的測光金屬豐度分布并用雙高斯模型擬合，其峰值位于[Fe/H]≈-1.40和≈-1.90。對比本文結果，可以認為兩個貧金屬成分是內(nèi)外暈的貢獻?，F(xiàn)有測光金屬豐度分布中存在一個-1.0<[Fe/H]<-0.3富金屬成分。Gu等[17]提到人馬座星流的測光金屬豐度大致從[Fe/H]≈-1.0到 [Fe/H]≈-0.5分布。基于Stripe82星表中的RR變星,Watkins等[18]指出武仙座-天鷹座星云有更貧的金屬豐度。所以富金屬成分可能是人馬座星流對樣本污染導致的。

4 總結

本文中，基于SCUSS 和SDSS光譜和測光數(shù)據(jù)，篩選出42 767個定標樣本，經(jīng)處理得到反映金屬豐度和色指數(shù)相關性的“種子”數(shù)組。限制色指數(shù)和視星等以得到F/G型主序星，為減少子結構對結果的影響，限制銀經(jīng)銀緯范圍，最終得到78 092個樣本。選擇位于不同的Z范圍的樣本，研究銀河系暈的測光金屬豐度分布與Z的關系。得到金屬豐度分布都可以用三峰高斯模型擬合且模型的峰值位于[Fe/H]～-0.60，-1.55和-2.20。經(jīng)過對比分析，發(fā)現(xiàn)兩個貧金屬峰是內(nèi)外暈的貢獻，而較富成分則對應暈中子結構的影響。該結果在金屬豐度分布方面為證明銀河系的雙暈性提供了補充證據(jù)。