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厚盘恒星的 年龄-金属度关系. 主要参考文献: 1.Elemental abundance trends in the Galactic thin and thick disks as traces by nearby F and G dwarf stars (Bensby et al. 2003, A&A, 410, 527) 2.A possible age-metallicity relation in the Galactic thick disk? (Bensby et al. 2004, A&A, 421, 969). 两种观点.

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厚盘恒星的 年龄-金属度关系

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Presentation Transcript


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厚盘恒星的年龄-金属度关系

主要参考文献:

1.Elemental abundance trends in the Galactic thin and thick disks as traces by nearby F and G dwarf stars (Bensby et al. 2003, A&A, 410, 527)

2.A possible age-metallicity relation in the Galactic thick disk? (Bensby et al. 2004, A&A,

421, 969)


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两种观点

Twarog(1980)、Rocha-Pinto et al.

(2000)和Meusinger et al.(1991)等人的

研究表明,在太阳邻域内盘星的年龄

和金属度之间有着明显的关系。

Edvadsson et al.(1993)的工作否定了

上述观点,并得到Feltzing et al.(2001)

证实,认为所谓的AMR是一种假象。


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太阳邻域的情况

究竟是否存在年龄-金属度关系?

结果受样本“纯度”的影响。检验用

的样本可能是两族(或两族以上)恒

星的混合体,而不同星族恒星可能有

不同的元素增丰历史。

因此,作者认为应该用纯运动学判

据来选择合适的样本。


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关于厚盘

1983年Gilmore & Reid 首次证实在银河

系中存在厚盘。

目前的基本认识:

厚盘:平均金属度约 -0.6 dex,

标高800-1300pc;

薄盘:平均金属度约 -0.1 dex,

标高100-300pc。


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元素丰度的变化趋势

许多工作表明,厚盘恒星和薄盘恒

星表现出不同的元素丰度变化趋势。

就α-元素而言,厚盘显示出由SN Ia

爆发对星际介质造成的元素增丰过

程,而薄盘的演化则比较平静(Ma-

Shonekina &Gehren 2001; Bensby et

al. 2003;Reddy et al. 2003 等)。


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挑选样本

根据以上的研究结果,有必

要选择厚盘恒星的样本,同时

尽可能减少薄盘恒星的混入,

以研究厚盘是否有可能存在年

龄-金属度关系(AMR)。


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数学模型

太阳邻域不同星族恒星在银河系中的

空间运动各服从高斯分布。对每颗恒星

计算其属于薄盘(D)、厚盘(TD)或晕(H)

的概率。然后得出所谓相对概率TD/D和

TD/H。

太阳邻域内上述3个成分需归一化。


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基本公式说明(1)

其中

为归一化因子,

是特征速度弥散度,X是

太阳邻域内不同星族恒星所占的比例,

是非对

称流。


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基本公式说明(2)

是(某一颗)恒星相对

本地静止标准(LSR),在银道直角坐标系中的空间运动分量,它们可以由观测得到的恒星的自行、视向速度和距离算出。

(星系天文学教材中有这方面的内容)


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有关数据

表列数据取自他人的研究结果


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样本选择判据(1)

厚盘恒星的选择判据为:

1. 太阳邻域内厚盘恒星占恒星总数

的10%(不同作者所得到的结果为2-

15%);

2. TD/D2(曾用TD/D10 );

3. TD/H1。

以上为运动学判据。


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样本选择判据(2)

4. Hipparcos星表中视差测定相对误

差小于25%,且有视向速度发表的全

部恒星,共约12600颗;

视向速度取自Barbier-Brossat et al.

于1994年发表的Third Bibliographic

Catalogue of Stellar Radial Velocities

(原文为法文,仅有英文摘要)。

这是为了得到。


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样本选择判据(3)

5.为保证取得较为可靠的恒星年龄和

金属度,样本中不应包括MV6 或者

MV0,以及 (B-V)1 或(B-V)0 的恒

星。

综合以上要求,共得到295颗银河系

近距厚盘恒星。


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样本恒星的绝对

星等Mv、色指数

B-V 和运动速度

分量(U、V、W)

的分布


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恒星的金属度

导出恒星的金属度[Fe/H]需要用Ström-

gren测光资料进行定标。但是,Hipparcos

恒星并非都有Strömgren测光资料。根据

Hauck & Mermillion(1998)的工作,在上

述295颗厚盘恒星中,有229颗已发表有

Strömgren测光资料。

统计检验表明这229颗恒星样本是无

偏的(指从295颗选出229颗是无偏的)。


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恒星年龄

恒星年龄由等龄线拟合确定,为此

需要讨论α-元素的丰度(通常定义为

Mg、Si、Ca、Ti的平均丰度)。

作者详细讨论了[Mg/Fe]与[Fe/H]之

间的关系,并证实了[α/Fe]随[Fe/H]

的变化规律。


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不同金属度恒星的CMD


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定量计算的结果


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年龄-金属度关系图


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基本结论

根据以上分析,作者认为:

当金属度从[Fe/H]= -0.8增大

到[Fe/H]= -0.1时,厚盘恒星的

中位年龄大约减小了5-7Gyr。


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薄盘恒星混淆的结果?

由右图可见:

随着金属度的增

高,TD/D10的

恒星数越来越大。

因此,在分析用

的样本中仍有可

能混入了一些薄

盘恒星。


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进一步讨论

1.用TD/D10(而不是前面的TD/D2)

作为选取样本的判据;

2.剔除所有MV5.4(而不是MV6)的

恒星,以使年龄确定得更正确;

3.剔除少数亚巨星支恒星,因为它们的

年龄比较不正确。

结果发现,无论是CMD还是AMR,与前

面样本的结论基本一致。


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新样本的CMD


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新样本的AMR


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主要结论和展望

1.银河系厚盘恒星存在AMR表明,厚盘

恒星形成过程的时间尺度最长可达5Gyr,

这一点支持厚盘因早期银河系与伴星系

的并合而形成的观点;

2.厚盘恒星AMR的进一步确认,需要取

得大银面距、更大样本矮星的金属度资

料,以尽可能减小可能存在的薄盘恒星

混淆对结果的影响。


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