银河系恒星晕的结构

发布时间：2020-10-17 07:53

　　 我们利用LAMOST DR5 K巨星样本([M/H]-0.5)得到了银晕中不同化学丰度星族的扁率与其数密度的分布函数。应用一种非参数化拟合方法,我们得到了银晕的扁率q与数密度ln(ν)随银心距的变化关系。我们把样本按照其在[M/H]-[α/M]平面上的分布分为高α星和低α星,发现高α星和低α星的扁率随银心距的变化趋势相同,在样本覆盖范围内(r20kpc)两者的扁率均随银心距的增大而增大,即两者的空间分布都从扁平的椭球形逐渐趋向于正球形。同时,低α星的扁率总是大于高α星,也就是说低α星相对于高α星拥有更高的运行轨道。我们发现不同金属丰度子样本(-2[M/H]-1.4,-1.4[M/H]-1)的扁率在误差范围内没有显著的差异。我们得到了银晕中不同化学丰度子样本的数密度分布函数,发现数密度分布函数与α丰度、金属丰度均没有相关性。我们的样本避免了人马座星流的影响,同时利用Gaia DR2的精确自行数据得到了样本三维速度(U,V,W)及角动量(Lx,Ly,Lz),并利用z方向角动量对样本进行了纯化,排除了Lz较大的样本。上述结果暗示着银河系内恒星晕的空间结构是随着α丰度而变化的。低α星的空间结构比高α星更接近球形,它们可能来源于银河系周边的矮星系,被银河系吸积进入了银晕。低α星的数密度分布函数的最佳拟合直线的斜率与高α星一致,这可能是低α星在被银河系吸积进来以后,长期受到银盘引力影响所造成的。
【学位单位】：河北师范大学
【学位级别】：硕士
【学位年份】：2019
【中图分类】：P156;P152
【部分图文】：

图 1 这张图显示了在极坐标系下的定义，rGC是一颗星的银心距，θ=arctan(Z/R)是在椭圆中从银道面到给定位置的角度，r 为椭圆的半长轴我们采用椭圆去拟合等密度线来决定椭圆的半长轴 a 和扁率 q。由于 q 对等度面的形状非常敏感，采用极坐标系：R = rcos(η),Z = rqsin(η), （9）及 （10）将方程（9）（椭圆参数方程）代入方程 10，得到（11）由 , 选择θ作为 rGC的参数来代替方程（9）中的η

11图 2 [M/H]为[Fe/H]，[Alpha/M]为α丰度，红色线为我们根据样本在平面上的分布所定的高α星和低α星的分界线，红线以上为 high-α恒星，红线以下为 low-α恒星。将 Gaia DR2 的星表与 K 巨星样本交叉，由于我们的 K 巨星样本的α丰度在其小于-2 时是不可靠的，我们去掉了[α/M]<-2 的恒星。为了排除人马座星流对银晕结构的影响，我们去除了样本中人马座星流的成员星。我们的人马座星流星

表来自国家天文台的薛香香研究员。我们使用 Gaia DR2 中的自行参数 pmra、pmdec 以及 LAMOST 星表中的视向速度 rv，导出了银道坐标系的三维坐标（X,Y,Z）和三维速度（U,V,W），程序来自 Yang et al.[37]。其中太阳坐标为 X=-8kpc，本地静止标准为 220 km s-1，太阳的本动为（U,V,W）=（11.1,12.24,7.25）(Sch nrichet al.(2010)[38])。根据三维速度和三维坐标，可以得到三维角动量 Lx，Ly，Lz。
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本文编号：2844503