利用APOGEE的超富金屬星研究銀盤恒星的徑向遷移效應(yīng)*

曲大銘，陳玉琴，張浩鵬，趙 剛

(1. 中國科學(xué)院光學(xué)天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室 (國家天文臺(tái))，北京 100101；2. 中國科學(xué)院大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院，北京 100049)

徑向遷移是指銀盤恒星在經(jīng)歷了一些特殊的動(dòng)力學(xué)過程以后，沿徑向向內(nèi)或向外遷移，導(dǎo)致距銀心的徑向距離發(fā)生了變化[1]。理論模擬認(rèn)為，銀盤中棒和旋臂等非對(duì)稱結(jié)構(gòu)會(huì)引起恒星發(fā)生徑向遷移。銀盤恒星的徑向遷移過程可能改變銀盤的結(jié)構(gòu)和局部化學(xué)組成。因此，研究恒星的徑向遷移效應(yīng)對(duì)研究銀河系的結(jié)構(gòu)和演化歷史有重要意義。

徑向遷移在銀河系薄盤的演化過程中起重要作用。薄盤是由內(nèi)而外形成的[2-3]，在這個(gè)機(jī)制作用下，內(nèi)盤化學(xué)增豐更快，因此，徑向金屬豐度梯度表現(xiàn)為負(fù)[4-5]。文[6]指出，旋臂的共轉(zhuǎn)共振使得恒星發(fā)生徑向遷移，這一過程會(huì)減弱銀盤的徑向金屬豐度梯度。徑向遷移對(duì)厚盤形成的影響程度仍有待研究，不同的工作給出的結(jié)論有所區(qū)別。例如，文[7]認(rèn)為，恒星在向外遷移的過程中，垂直方向受到的引力減小，會(huì)逐漸遠(yuǎn)離銀盤，因此，徑向遷移可能是一種潛在的厚盤形成機(jī)制。然而，文[8-9]認(rèn)為徑向遷移對(duì)厚盤形成的作用比較小，這是因?yàn)楹阈窃趶较蜻w移過程中垂直作用量守恒，隨著恒星向外遷移，垂直方向上速度彌散減小[8-9]，因此，恒星留在薄盤主導(dǎo)的銀道面附近，對(duì)厚盤的影響不大。

徑向遷移是目前銀河系演化的模擬工作需要考慮的重要物理機(jī)制。 文[10]在構(gòu)建的化學(xué)演化模型中，引入了徑向遷移過程。該模型能解釋銀盤的化學(xué)性質(zhì)隨銀心距離的關(guān)系，說明包含徑向遷移的化學(xué)演化模型更合理。文[11-12]的理論模型指出，太陽鄰域的超富金屬星很有可能形成于內(nèi)盤或者核球，通過徑向遷移機(jī)制抵達(dá)太陽鄰域。文[13]進(jìn)一步證明了銀河系內(nèi)盤的年老恒星可以通過徑向遷移到達(dá)太陽鄰域。因此，太陽鄰域的超富金屬星是研究恒星徑向遷移機(jī)制的重要示蹤天體。

觀測上，有關(guān)超富金屬星的工作也發(fā)現(xiàn)它們大部分經(jīng)歷了徑向遷移。例如，文[14-15]發(fā)現(xiàn)太陽鄰域的年老超富金屬星有一部分來源于銀河系內(nèi)盤。文[16]利用日內(nèi)瓦-哥本哈根巡天數(shù)據(jù)重新分析了太陽鄰域恒星的化學(xué)和運(yùn)動(dòng)學(xué)性質(zhì)，發(fā)現(xiàn)太陽鄰域存在年老的富金屬恒星，并認(rèn)為是徑向遷移造成的。文[17]利用RAVE DR5數(shù)據(jù)分析銀盤恒星的化學(xué)性質(zhì)，并在太陽鄰域發(fā)現(xiàn)一組α豐度低、金屬豐度高的恒星。這些恒星被認(rèn)為可能起源于內(nèi)盤或者核球。文[18]利用CoRoT-APOGEE樣本研究了銀盤的紅巨星，得到相似的結(jié)論。他們認(rèn)為，徑向遷移可以在短短2 gigayear的時(shí)間內(nèi)將富金屬星從銀盤內(nèi)部帶到太陽鄰域。這些觀測結(jié)果表明，太陽鄰域存在超富金屬星，為銀盤恒星經(jīng)歷徑向遷移過程提供了觀測證據(jù)。

目前，大多數(shù)研究樣本包含的超富金屬星數(shù)目很有限，從幾十到幾百顆恒星的量級(jí)，無法得到很好的統(tǒng)計(jì)結(jié)果。另一方面，超富金屬星的樣本主要集中在太陽鄰域較窄的范圍，因此，無法對(duì)銀盤不同位置的徑向遷移效應(yīng)進(jìn)行系統(tǒng)研究。文[19]利用LAMOST DR6巡天數(shù)據(jù)，首次將超富金屬星的樣本拓展到千量級(jí)，它們分布在銀盤5～15 kpc范圍內(nèi)，為研究銀盤恒星的徑向遷移過程提供了新的結(jié)果。他們發(fā)現(xiàn)了兩組超富金屬星，一組非常年輕，年齡小于1 gigayear，遷移距離卻很大，無法用現(xiàn)有的徑向遷移物理機(jī)制解釋；另一組年齡分布在3～12 gigayear，大部分可以由文[11]提出的棒與旋臂的耦合共振模型解釋。

然而，文[19]有關(guān)超富金屬星的研究工作是基于低分辨率光譜分析，而且為了確定年齡，他們只利用拐點(diǎn)星分析，把巨星排除了。阿帕奇天文臺(tái)銀河系演化項(xiàng)目(Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment, APOGEE)提供大量巨星的高分辨率光譜巡天數(shù)據(jù)，可以彌補(bǔ)文[19]的研究在這兩方面的限制，有望得到有關(guān)超富金屬星更多、更可靠的信息。具體地，利用APOGEE數(shù)據(jù)研究超富金屬星有以下3方面的優(yōu)勢：(1)APOGEE提供高精度的金屬豐度參數(shù)，可以得到更加精確的年齡和恒星出生地信息；(2)高精度的視向速度可以提供更加可靠的恒星運(yùn)動(dòng)學(xué)參數(shù)和軌道信息；(3)與LAMOST數(shù)據(jù)對(duì)比，APOGEE項(xiàng)目的主要觀測樣本為巨星，內(nèi)秉亮度比主序星高，可以觀測到更遠(yuǎn)的恒星，擴(kuò)大了可研究的天區(qū)范圍。基于這些明顯優(yōu)勢可以挑選一個(gè)高精度的超富金屬星大樣本，在不同銀心距離范圍內(nèi)，分析這些超富金屬星是否經(jīng)歷了徑向遷移過程，研究共振效應(yīng)和模糊效應(yīng)對(duì)銀盤演化的不同影響，從而探究恒星徑向遷移效應(yīng)在銀河系演化中的作用。

1 數(shù)據(jù)與樣本選取

APOGEE巡天是一個(gè)近紅外波段的高分辨率光譜巡天項(xiàng)目，主要觀測目標(biāo)是巨星。該項(xiàng)目提供了精確的視向速度、金屬豐度和包含[α/Fe]在內(nèi)的20多種元素的豐度，為研究銀盤的化學(xué)演化和恒星徑向遷移效應(yīng)提供了基礎(chǔ)數(shù)據(jù)。蓋亞(Gaia)是歐洲空間局于2013年12月發(fā)射的空間望遠(yuǎn)鏡，目的是觀測數(shù)十億顆恒星的空間位置、距離、自行等參數(shù)[20]，為研究銀河系的運(yùn)動(dòng)學(xué)特征和動(dòng)力學(xué)演化提供支持。

基于APOGEE DR14提供的金屬豐度數(shù)據(jù)，選取[Fe/H]>0.2 dex的恒星作為超富金屬星的初始研究樣本[18]，它們的年齡數(shù)據(jù)來自Sanders提供的星表[21]?；谛纬摄y盤恒星的星際介質(zhì)存在金屬豐度梯度的假設(shè)，恒星出生地的計(jì)算依賴于年齡和金屬豐度[19,22]。在計(jì)算年老恒星的出生地參數(shù)時(shí)，采用文[19]對(duì)太陽距離處星際介質(zhì)的金屬豐度對(duì)年齡依賴關(guān)系的修正，從而減少了出生地為負(fù)值的情況。為了避免核球的影響，去除了導(dǎo)向半徑Rg小于3 kpc的樣本。最后還限定了樣本參數(shù)的誤差，以獲得更高的可信度。其中有效溫度誤差在200 K以內(nèi)，logg誤差在0.2以內(nèi)，年齡誤差在2 gigayear以內(nèi)，[Fe/H]誤差小于0.15 dex，距離相對(duì)誤差小于10%。

然后，將初始研究樣本和蓋亞項(xiàng)目釋放的第2批數(shù)據(jù)[23](Gaia DR2)進(jìn)行交叉匹配。基于APOGEE DR14提供的視向速度和Gaia DR2提供的位置、距離、自行等計(jì)算了恒星在銀道直角坐標(biāo)系下的位置(X,Y,Z)和直角坐標(biāo)系(右手系)下的空間速度(U,V,W)。其中，太陽位置為(X,Y,Z)⊙=(-8, 0, 0)[24]，太陽相對(duì)于本地靜止標(biāo)準(zhǔn)的運(yùn)動(dòng)為(U,V,W)⊙=(11.1, 12.24, 7.25) km/s[25]。采用文[26]的方法對(duì)樣本星進(jìn)行軌道參數(shù)計(jì)算。其引力勢由3部分構(gòu)成：(1)一個(gè)帶有e指數(shù)截?cái)嗟膬缏擅芏确植嫉那驅(qū)ΨQ結(jié)構(gòu)的核球引力勢[27]；(2)一個(gè)宮本-長井(Miyamoto-Nagai)形式的盤引力勢[28]；(3)一個(gè)納瓦羅-弗蘭克-懷特(Navarro-Frenk-White, NFW)形式的暗物質(zhì)暈引力勢[29]。三者的權(quán)重分別為0.05、0.60和0.35。根據(jù)上述引力勢計(jì)算恒星的軌道，得到樣本恒星的軌道參數(shù)，包括導(dǎo)向半徑Rg(Guiding radius)、近心距Rper(Peri-center)和遠(yuǎn)心距Rap(Apo-center)等。最終選取5 712顆恒星作為研究樣本。

2 樣本分析

2.1 超富金屬星樣本的星族成分：薄盤

該樣本包含的巨星有效溫度Teff在3 500～5 500 K，表面重力為1.5 < logg< 3.2，覆蓋空間區(qū)域?yàn)? kpc

圖1 超富金屬星的R-Z空間分布和徑向銀心距R、導(dǎo)向半徑Rg、恒星出生地半徑Rb的直方圖分布

這些超富金屬星的金屬豐度[Fe/H]和[α/Fe]分布范圍如圖2，即0.2 dex< [Fe/H] < 0.6 dex，-0.05 dex< [α/Fe] < 0.1 dex。其中[α/Fe]峰值在0附近，表明它們主要是來自銀河系薄盤的恒星。它們的速度分布如圖3，其中，紅色虛線是傳統(tǒng)的劃分薄盤和厚盤的運(yùn)動(dòng)學(xué)判據(jù)，即Vtot=80 km/s[30]。虛線以內(nèi)的樣本星具有薄盤的運(yùn)動(dòng)學(xué)特征，共計(jì)4 905顆，占樣本的85.9%；虛線以外的樣本星具有厚盤的運(yùn)動(dòng)學(xué)特征，共計(jì)807顆，占樣本的14.1%。考慮到這些具有厚盤運(yùn)動(dòng)學(xué)特征的超富金屬星并沒有表現(xiàn)出比薄盤恒星更高的[α/Fe]豐度，因此，沒有把它們作為厚盤星族單獨(dú)劃分出來分析，并認(rèn)為整個(gè)超富金屬星樣本主要來自于薄盤星族成分。由于具有厚盤運(yùn)動(dòng)學(xué)特征的恒星所占比重較小，因此，無論在后續(xù)的研究中是否保留這部分樣本星，都不會(huì)改變研究的主要結(jié)論。

圖2 超富金屬星的[Fe/H]和[α/Fe]豐度分布圖Fig.2 The[Fe/H]and[α/Fe]distributions of super metal-rich stars

圖3 超富金屬星的圖姆(Toomre)圖。紅色虛線是用于劃分薄盤星和厚盤星的運(yùn)動(dòng)學(xué)判據(jù)

2.2 薄盤恒星的徑向遷移效應(yīng)：共振與模糊

銀盤恒星的徑向遷移主要有共振和模糊兩種方式[6]。共振是一種共轉(zhuǎn)徑向遷移，恒星在旋臂[6]或者棒[31]的共轉(zhuǎn)共振作用下，角動(dòng)量發(fā)生變化，引起導(dǎo)向半徑Rg的變化[10]，表現(xiàn)為導(dǎo)向半徑Rg和出生地半徑Rb之間的差異。模糊過程會(huì)改變恒星的軌道偏心率，使得銀盤恒星偏離原有的圓軌道，表現(xiàn)為銀心距R與導(dǎo)向半徑Rg之間的偏差。這兩種方式在銀盤演化過程中通常共同存在[32]，但是它們的貢獻(xiàn)和所起的作用可能有所不同。

下面定義幾個(gè)物理量來表現(xiàn)徑向遷移的共振和模糊過程。共振遷移距離為導(dǎo)向半徑Rg和出生地半徑Rb的差值，即Rg-Rb。模糊遷移距離為距銀心距離R和導(dǎo)向半徑Rg的差值，即R-Rg。共振遷移率為共振遷移距離(Rg-Rb)與年齡的比值，即(Rg-Rb)/Age。模糊遷移率為模糊遷移距離(R-Rg)與年齡的比值，即(R-Rg)/Age。

表1顯示了發(fā)生共振遷移(|Rg-Rb| > 1 kpc)和模糊遷移(|R-Rg| > 1 kpc)的樣本星分布情況。在5 712顆研究樣本中，發(fā)生共振遷移的樣本星有5 482顆，占總樣本數(shù)比值(簡稱 “占比”)為95.9%。發(fā)生模糊遷移的樣本星有2 956顆，占總樣本數(shù)比值為50.5%。這表明大部分超富金屬星發(fā)生了徑向遷移，發(fā)生共振遷移恒星的占比遠(yuǎn)大于發(fā)生模糊遷移恒星的占比，很多恒星的徑向遷移由共振和模糊共同作用。通過比較超富金屬星的共振遷移距離(Rg-Rb)和模糊遷移距離(R-Rg)之間的分布(如圖4)可以看出，共振遷移距離集中分布在2～5 kpc，而模糊遷移距離集中分布在1～2 kpc，表明共振過程比模糊過程引起的遷移距離要大得多。

圖4 共振遷移距離(Rg-Rb)(黑色)與模糊遷移距離(R-Rg)(紅色)分布對(duì)比圖。兩條藍(lán)色虛線之間的部分為遷移距離小于1 kpc的樣本，由于導(dǎo)向半徑Rg、恒星出生地半徑Rb和銀心距R的計(jì)算存在誤差，這部分恒星不認(rèn)為發(fā)生了共振遷移或者模糊遷移

表1 共振遷移(|Rg-Rb| > 1 kpc)和模糊遷移(|R-Rg| > 1 kpc)的樣本分布情況

發(fā)生共振遷移和模糊遷移的恒星年齡分布很相似(如圖5)。它們主要集中在3～7 gigayear范圍內(nèi)，并且在0～2 gigayear范圍內(nèi)存在一個(gè)小的次峰?；诖?，將發(fā)生共振和模糊遷移的恒星分為年輕星族和年老星族。 圖5比較了超富金屬星的共振遷移率和模糊遷移率，發(fā)現(xiàn)共振遷移率明顯大于模糊遷移率。 共振遷移率主要分布在0.2～1.5 kpc/gigayear， 峰值為0.7 kpc/gigayear。 模糊遷移率主要分布在0～0.8 kpc/gigayear，峰值為0.4 kpc/gigayear。共振遷移率和模糊遷移率之間的差異再次表明，在銀河系薄盤的兩種徑向遷移方式中，共振遷移占主導(dǎo)地位。

圖5 共振與模糊過程的恒星年齡和遷移率分布對(duì)比。黑色代表發(fā)生共振遷移的樣本星，紅色代表發(fā)生模糊遷移的樣本星。藍(lán)色虛線作為年輕和年老恒星的分界線，將在2.4節(jié)進(jìn)行討論

綜上所述，通過比較超富金屬星的共振與模糊過程的恒星占比、遷移距離和遷移率發(fā)現(xiàn)，在銀河系薄盤演化中共振遷移的作用比模糊遷移的作用要大得多。

2.3 銀盤的共振遷移效應(yīng)：內(nèi)盤和外盤

由于共振遷移在銀河系薄盤中占主導(dǎo)位置，而且樣本的超富金屬星導(dǎo)向半徑Rg分布范圍很廣，因此，可以用來分析內(nèi)盤和外盤恒星的共振遷移是否存在差異。圖6顯示了3 kpc 10 kpc 5個(gè)不同區(qū)域的共振遷移距離分布，其中前兩個(gè)區(qū)域代表內(nèi)盤，中間代表太陽鄰近區(qū)域，后兩個(gè)區(qū)域代表外盤?？梢钥闯觯? kpc 10 kpc處，遷移距離主要分布在5.0～7.5 kpc之間。由此可以得出，共振遷移距離的峰值隨導(dǎo)向半徑Rg的增加而增加，內(nèi)盤恒星共振遷移的距離小于外盤恒星。

圖6 共振遷移(Rg-Rb)在銀河系內(nèi)盤(黑色表示3 kpc < Rg < 5 kpc的樣本星，紅色表示5 kpc < Rg < 7 kpc的樣本星)、太陽鄰域(綠色表示7 kpc < Rg < 9 kpc的樣本星)和外盤(藍(lán)色表示9 kpc < Rg < 10 kpc的樣本星，粉色表示Rg > 10 kpc的樣本星)的分布(上)和峰值(下)隨導(dǎo)向半徑的變化趨勢

圖7分別分析了這5個(gè)不同區(qū)域的共振遷移率分布。在3 kpc 10 kpc處，遷移率主要分布在1.0～1.5 kpc/gigayear之間?？梢钥闯?，共振遷移率也隨導(dǎo)向半徑Rg增加而增加，即內(nèi)盤遷移速率慢，外盤遷移速率快。

圖7 共振遷移率[(Rg-Rb)/Age]分布(上)和峰值(下)隨導(dǎo)向半徑Rg的變化趨勢。黑色表示3 kpc < Rg < 5 kpc的樣本星，紅色表示5 kpc < Rg < 7 kpc的樣本星, 綠色表示7 kpc < Rg < 9 kpc的樣本星，藍(lán)色表示9 kpc < Rg < 10 kpc的樣本星，粉色表示Rg > 10 kpc的樣本星

圖6和圖7還顯示了共振遷移距離和遷移率在內(nèi)盤、太陽鄰域和外盤都有很寬的分布:內(nèi)盤恒星的共振遷移距離可以延伸到4～6 kpc；太陽鄰域恒星的共振遷移距離分布在0～8 kpc；外盤恒星的共振遷移距離主要分布在4～9 kpc。特別地，在4 kpc處外盤和內(nèi)盤的共振遷移距離出現(xiàn)了明顯的分界，而太陽鄰域恒星則出現(xiàn)了共振遷移距離的峰值。類似地，太陽鄰域的遷移率在0.8 kpc/gigayear，這也是內(nèi)盤和外盤遷移率的分界處。由此可以看出，共振遷移對(duì)內(nèi)盤和外盤的影響確實(shí)是有差異的。

利用現(xiàn)有的徑向遷移的物理機(jī)制解釋共振遷移距離對(duì)內(nèi)外盤的不同影響。文[33]建立了一個(gè)包含棒和旋臂的徑向遷移機(jī)制模型。文[34]在原有模型的基礎(chǔ)上加入化學(xué)演化過程。文[35]認(rèn)為，文[34]的N體-化學(xué)動(dòng)力學(xué)模型可以將超富金屬星從銀河系最核心的區(qū)域帶到5～8 kpc處，因此成為解釋太陽鄰域超富金屬星的共振遷移距離分布最好的物理機(jī)制。基于這個(gè)模型，棒的共轉(zhuǎn)共振區(qū)位于4.7 kpc處，1/2本輪頻率的外林德布拉德共振區(qū)位于7.5 kpc處[36-38]，兩者都會(huì)加速附近恒星沿著徑向向外遷移。由于樣本恒星大部分誕生于3～5 kpc(如圖1)，正好處于棒的共轉(zhuǎn)共振區(qū)域附近，它們很有可能受到棒的共轉(zhuǎn)共振的劇烈影響開始沿徑向向外遷移。如圖4，共振遷移距離(Rg-Rb)集中在2～5 kpc，表明棒的共轉(zhuǎn)共振可以將這些誕生在3～5 kpc的超富金屬星帶到太陽鄰域的7～9 kpc處。這些恒星經(jīng)過1/2本輪頻率的外林德布拉德共振區(qū)(7.5 kpc處)可能再次被加速向外遷移4～8 kpc，到達(dá)10 kpc以外。根據(jù)觀測數(shù)據(jù)，外盤遷移距離和速率比內(nèi)盤快，因此，要求模型預(yù)言的1/2本輪頻率的外林德布拉德共振引起的遷移效應(yīng)比棒的共轉(zhuǎn)共振區(qū)的作用更大，這一結(jié)果為該模型的優(yōu)化與完善提供了新的限制。

2.4 特殊的超富金屬星：年輕星族

圖5顯示，發(fā)生共振遷移和模糊遷移的恒星年齡分布有兩個(gè)峰值，分別位于1 gigayear和5 gigayear處，因此可以將發(fā)生徑向遷移的恒星分為年輕和年老兩個(gè)星族。以圖5中的藍(lán)色虛線為分界線，年輕星族在左側(cè)，年齡小于1.5 gigayear；年老星族在右側(cè)，年齡大于2.0 gigayear。其中年輕星族有208顆，是一類特殊的超富金屬星。文[19]在LAMOST巡天數(shù)據(jù)中首次發(fā)現(xiàn)了年齡小于1 gigayear的年輕超富金屬星。利用獨(dú)立的APOGEE巡天樣本，不同的年齡確定方法證實(shí)了這類特殊恒星的存在。圖8顯示了這些年輕恒星的大氣參數(shù)和空間分布，表明這類年輕超富金屬星主要為紅團(tuán)簇第2序列的恒星，它們大多分布在|Z|< 0.5 kpc的薄盤區(qū)域，少數(shù)可以達(dá)到|Z|～1.0 kpc。

圖8 超富金屬星中的年輕星族(藍(lán)色圓點(diǎn)，年齡小于1.5 gigayear)和年老星族(黑色圓點(diǎn)，年齡大于2.0 gigayear)在 (a) Teff-logg和 (b) R-Z空間上的分布

通過比較分析年輕和年老兩個(gè)星族的超富金屬星的性質(zhì)，可以期望為研究銀盤恒星的徑向遷移機(jī)制和時(shí)標(biāo)提供新的信息。圖9展示了兩組樣本的共振遷移和模糊遷移效應(yīng)。其中，年輕星族的共振距離(Rg-Rb)主要集中分布在1～3 kpc，年老星族的共振距離(Rg-Rb)主要集中分布在2～5 kpc。顯然，年老星族的共振遷移距離更大。但是，由于兩個(gè)星族的年齡差異很大，年輕星族的共振遷移率明顯高于年老星族。具體地，年輕星族的共振遷移率主要分布在1～3 kpc/gigayear，年老星族的共振遷移率主要分布在0～1.5 kpc/gigayear。盡管使用獨(dú)立的樣本，并采用不同方法得到的金屬豐度和年齡數(shù)據(jù)，這些結(jié)果與文[19]的結(jié)論基本一致。文[39]利用理論模擬的棒模型估計(jì)了太陽鄰域的最大徑向遷移率，其中，旋臂傾角為12°時(shí)最大遷移率為0.5 kpc/gigayear，旋臂傾角為24°時(shí)最大遷移率為1.0 kpc/gigayear。這與年老星族的共振遷移率在0～1.5 kpc/gigayear是吻合的。然而，棒與旋臂模型都無法解釋年輕星族的高遷移率，預(yù)示著現(xiàn)有的銀盤形成模型和銀河系增豐模型需要進(jìn)一步完善，銀盤的徑向遷移機(jī)制不足以解釋年輕星族的高遷移率，需要其它的物理機(jī)制補(bǔ)充。最后發(fā)現(xiàn)二者的模糊距離(R-Rg)分布情況并無明顯差別，但是有跡象表明，在(R-Rg) > 1 kpc端，年輕星族的數(shù)目稍低于年老星族的數(shù)目。年輕星族的模糊遷移率稍大于年老星族，主要是由于年齡差異造成的。

圖9 超富金屬星中的年輕星族(藍(lán)色實(shí)線，年齡<1.5 gigayear)和年老星族(黑色實(shí)線，年齡>2.0 gigayear)的共振距離(Rg-Rb)、模糊距離(R-Rg)、共振遷移率[(Rg-Rb)/Age]和模糊遷移率[(R-Rg)/Age]的分布。年齡在1.5～2.0 gigayear的恒星在此次分析中被去除

3 結(jié) 論

從APOGEE DR14數(shù)據(jù)中選取了[Fe/H] > 0.2 dex的超富金屬星作為研究徑向遷移的樣本，結(jié)合Gaia DR2數(shù)據(jù)計(jì)算了樣本恒星的空間位置、速度和軌道參數(shù)，并根據(jù)年齡和金屬豐度計(jì)算了恒星的出生地。這些超富金屬星的低[α/Fe]豐度表明，它們主要來自薄盤。它們中的絕大部分經(jīng)歷了徑向遷移，其中發(fā)生共振遷移的樣本星(即|Rg-Rb| > 1 kpc)占總樣本數(shù)比值為95.9%，發(fā)生模糊遷移的樣本星(即|R-Rg| > 1 kpc)占總樣本數(shù)比值為50.5%。而且，共振遷移距離(Rg-Rb)集中分布在2～5 kpc，比模糊遷移距離(集中分布在1～2 kpc)大。因此，銀河系薄盤的演化過程中共振效應(yīng)占主導(dǎo)位置。將薄盤超富金屬星按照導(dǎo)向半徑Rg劃分為內(nèi)盤、太陽鄰域和外盤，發(fā)現(xiàn)外盤的共振遷移距離和遷移率都比內(nèi)盤大。這些超富金屬星誕生于3～5 kpc區(qū)域，共振遷移距離(Rg-Rb)為2～5 kpc。根據(jù)Minchev的N體-化學(xué)動(dòng)力學(xué)模型[11]，棒的共轉(zhuǎn)共振區(qū)位于4.7 kpc處，棒與旋臂的非線性耦合共振可以將它們帶到太陽鄰域的7～9 kpc處，隨后部分恒星經(jīng)過1/2本輪頻率的外林德布拉德共振區(qū)(在7.5 kpc處)時(shí)再次被加速向外遷移了4～8 kpc，到達(dá)10 kpc以外的外盤區(qū)域。觀測結(jié)果表明，外盤的共振遷移距離和速率都比內(nèi)盤快，因此，1/2本輪頻率的外林德布拉德共振引起的遷移效應(yīng)可能比棒的共轉(zhuǎn)共振區(qū)的作用更大，這為理論模型的優(yōu)化與完善提供了新的限制。最后證實(shí)了APOGEE數(shù)據(jù)也存在年齡小于1 gigayear的超富金屬星[19]，它們主要為紅團(tuán)簇第2序列的恒星。它們的共振遷移率遠(yuǎn)大于棒模型預(yù)言的理論值，可能需要其它的物理機(jī)制來解釋。