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LAMOST 与银河系疏散星团研究

江西 井冈山 2005 年 4 月 27-29 日. LAMOST 与银河系疏散星团研究. 陈力 侯金良 中国科学院上海天文台. 星团与银河系结构和演化. ▲ 星团的研究 ▲ 恒星统计分布 ▲ 气体的分布. 银河系结构和演化. 1. 球状星团  银晕 的形成和演化 2. 疏散星团  银盘 的形成和演化. 两个重要探针.  空间 分布和运动学性质  金属丰度特征  不同区域的年龄特征  初始质量函数. 银河系结构和化学演化. 疏散星团对研究银盘结构和演化的重要性.

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  1. 江西 井冈山 2005年4月27-29日 LAMOST与银河系疏散星团研究 陈力 侯金良 中国科学院上海天文台

  2. 星团与银河系结构和演化 ▲ 星团的研究 ▲ 恒星统计分布 ▲ 气体的分布 银河系结构和演化 1. 球状星团  银晕的形成和演化 2. 疏散星团  银盘的形成和演化 两个重要探针  空间分布和运动学性质  金属丰度特征  不同区域的年龄特征  初始质量函数 银河系结构和化学演化

  3. 疏散星团对研究银盘结构和演化的重要性 • 银盘-大部分重子物质(角动量)之所在 • 疏散星团  (巨分子云) 大多数盘星诞生之地 原银河系重子特性的信息 恒星动力学方法回溯 元素丰度(时、空)分布 金属度分布化学演化 空间分布动力学效应 (不同年龄)疏散星团

  4. 疏散星团对研究银盘结构和演化的重要性 同场星比较,疏散星团的主要优点在于: • 它们目前的位置同其形成时相比变化相对较小 • 年龄测定比较可靠 • 可以观测到很远的距离 • 红化相对比较容易确定 • 金属丰度可以比较精确的测定 利用疏散星团样本的金属丰度,年龄,位置和运动学特征是研究银盘形成和演化的主要手段之一  探索星系盘形成和演化的机制

  5. 疏散星团研究可能在以下方面做出贡献 ( I ) 1. 关于星系盘形成的从内向外(inside-out)内落模型 ▲ 模型预言: 内银盘的星际介质将比外银盘的要年老, 同时化学丰度也更高. 即存在年龄和丰度梯度. ▲ 选择内银盘和外银盘两组合适的疏散星团样本进行 丰度和年龄的观测可以来验证这一预言. 银盘的丰度梯度和年龄梯度 2. 疏散星团作为星系并合事件的示踪者 (空间分布、运动、金属及年龄综合统计性质) 比如:Sgr stream,GASS

  6. 疏散星团研究可能在以下方面做出贡献 ( II ) 3. 银盘年龄的测定, 银盘年龄 -- 金属丰度关系(AMR) ▲ 最老年疏散星团的年龄可以反映银盘的年龄 ▲ 疏散星团与场星AMR的比较, AMR弥散的本质 4. 年轻星团:正在星云中形成的年轻星团,大部分疏散星 团(盘星)都历经此过程而来,恒星形成的“基地” 许 多有关盘星族形成与早期演化的基本问题(如IMF的形式 与普适性等)

  7. 疏散星团研究可能在以下方面做出贡献 ( III ) 5. 星团中的双星和蓝离散星问题 ▲ 老年疏散星团中双星可能占到20%到50%, 这对疏散 星团年龄的估计会产生一定的影响(主序加宽) ▲ 星团中的蓝离散星发生的频率与星团类型的关系怎样? ▲ 对星团的颜色--光度图的影响如何? 这也会影响到 星团年龄的确定(主序转折点的确定). ▲ 蓝离散星成员慨率的确定 需要视向速度资料

  8. 疏散星团研究可能在以下方面做出贡献 ( IV ) 6. 其它一些具有统计意义的内容 ▲ 与丰度有关的: 垂直银道面的金属丰度梯度问题? ▲ 与年龄有关的: 星团的年龄分布 最年老疏散星团与最年轻球状星团年龄的比较 ▲ 恒星在星团中的演化是否会产生星团化学丰度的 不均匀性 ?

  9. 银盘金属丰度梯度 太阳附近F、G型星 -0.076 -0.075 -0.099 0.028 疏散星团样本 Chen, et al. 2003

  10. Age-Metallicity-Relation 太阳附近F、G型星 AMR for 118 OCs Corrected for radial gradient

  11. 疏散星团样本目前的现状 银河系疏散星团样本情况(截至2005年3月): Number of clusters: 1632 with Distances: 771 (47.24%) with Reddening: 753 (46.14%) with Ages: 629 (38.54%) with Dist,Redd. and Ages: 615 (37.68%) with Proper motions: 609 (37.32%) with Radial velocities: 234 (14.34%) with P.Motions + RVs: 219 (13.42%) with Dist,Ages,PM and RVs : 217 (13.29%) with Abundances: 133 ( 8.15%)

  12. 疏散星团观测样本在银盘上的空间分布 • 二维分布 • a.按银经分布:0和180度左右较少,90和270度左右较多,与银盘结构有关 • (如旋臂,消光物质分布等); • b.按银纬分布:集中于±15度之间。 银经分布直方图 银纬分布直方图

  13. 2.空间分布 a. (受观测范围限制)年轻星团相对太阳接近对称分布;80%的年老星团 Rgc>8.5kpc (7kpc内有近20个) 银盘上的投影(x,y)分布情况 银心距直方图

  14. b. 大部分星团较年轻(<0.8 Gyr),银面距标高~57pc; 年老星团银面距标高~354pc 不同年老疏散星团的银面距标高

  15. LAMOST: 观测能力 Vlim=16.5 (SNR=100, 积分时间=1H)  for F/G stars, ~d=4 kpc for OCs, ~d>10 kpc R=6000~15000  for Vr~5 km/s for [M/H]~0.1dex

  16. 典型疏散星团HR图

  17. Distances reachable for different types of stars (Av=0)  疏散星团: Dsun~10kpc Hu&Zhao 2003

  18. Model star count /d2(Gilmore & Zeillik 2000)

  19. LAMOST: 观测限制 • 视场 < 20deg2, • 数密度 ~ 400-600/deg2 • -20<δ<85 天顶距 z < 60 deg

  20. LAMOST: 疏散星团观测建议 LOCSS-- LAMOST Open Clusters Spectroscopic Survey (利用LAMOST作疏散星团天区的恒星样本巡天) (视星等完备R~16) • 样本选择: • 兴隆地理纬度~40d,取天顶距 z< 60d  δ> -20d 星团数~800。 • 去除直径过大(> 4-5d) 或过小 (< 0.2d) 星团数~684 • 星团观测范围:多数0.5×0.5d~1d×1d,少数~2d×2d

  21. 680个疏散星团(δ> -20d )-赤道坐标

  22. 680个疏散星团(δ> -20d )-银道坐标

  23. 银盘附近疏散星团分布密度

  24. N~3000, F=1d×1d  相邻星象~1角分 疏散星团天区恒星数密度随星等的变化

  25. 问题 ! LAMOST--1平方度内可放多少根光纤(400,800,1000) ? • 假定: • 每晚观测一个星团(实际在低银纬处20平方度平均可有4个) • 星团观测天区1d×1d,恒星数~3000; • 每晚观测3次,每次1000颗(??)同时观测 • 每年完成100~150个星团

  26. ~600个疏散星团天区105~106数量级的恒星 • 视向速度Vr • 金属丰度 成果与意义 视向速度: 疏散星团天区成员判定(不受距离限制) # 运动&动力学研究(结合近距星团的自行成员更好) # 星团HR图(结合2MASS测光数据)  年龄,距离,…… 金属丰度: # 径向分布(结合距离参数) # 梯度演化(结合年龄参数) # AMR……

  27. 样本中已有距离,年龄,金属参数情况 ~ From total of ~680 OCs N~350 N~300 N~70

  28. LAMOST观测结果 星团距离、年龄、金属、速度等: • 样本数大幅增加,更趋完备; • 可靠性提高(经过运动学成员判定,结合HR图); • 尤其预期新获得大量远距及老年星团物理性质 •  提供银盘形成和演化的重要观测基础和关键性的模型约束

  29. 选择十几个左右星团目标 试观测: • 距离范围 • 年龄范围 • 空间大小 • 金属丰度 • “比较”星团

  30. Example Name Alpha(J2000.0)Delta L(J2000.0)B Dsun Dgc Z Age Note h m s d ' " d d pc kpc pc Gyr Berkeley 17 05 20 36 +30 36 00 175.6462 -03.6479 2700 11.19 -172 12.023 oldest King 2 00 51 00 +58 11 00 122.8741 -04.6884 5750 12.58 -470 6.026 no M&Vr Berkeley 20 05 32 37 +00 11 18 203.4833 -17.3727 8400 16.36 -2508 6.026 NGC 6791 19 20 53 +37 46 18 69.9585 +10.9037 5853 8.55 1107 4.395 NGC 2682 08 51 18 +11 48 00 215.6961 +31.8964 908 9.15 480 2.564 NGC 7789 23 57 24 +56 42 30 115.5320 -05.3850 2337 9.73 -219 1.718 NGC 2420 07 38 23 +21 34 24 198.1072 +19.6341 3085 11.35 1037 1.117 Berkeley 29 06 53 18 +16 55 00 197.9835 +08.0248 14871 23.05 2076 1.059 most dist,no Vr Bochum 1 06 25 25 +19 46 00 192.4312 +03.4008 2803 11.25 166 0.005 no M&Vr Bochum 2 06 48 54 +00 23 00 212.3015 -00.3897 2661 10.84 -18 0.005 no M NGC 1893 05 22 44 +33 24 42 173.5850 -01.6804 6000 14.48 -176 0.003 no M NGC 2244 06 31 55 +04 56 30 206.3059 -02.0719 1445 9.82 -52 0.008 no M NGC 2264 06 40 58 +09 53 42 202.9358 +02.1959 667 9.12 26 0.009 NGC 6823 19 43 09 +23 18 00 59.4019 -00.1441 1893 7.71 -5 0.007 no M Dolidze 25 06 45 06 +00 18 00 211.9423 -01.2732 6304 14.24 -140 0.007 no M King 6 03 28 06 +56 27 00 143.3607 -00.0765 871 9.21 -1 0.251 noVr NGC 1245 03 14 42 +47 14 12 146.6474 -08.9309 2876 10.99 -446 0.506 no Vr NGC 2099 05 52 18 +32 33 12 177.6354 +03.0915 1383 9.88 75 0.347 NGC 2281 06 48 17 +41 04 42 174.9014 +16.8813 558 9.03 162 0.358 noVr …. ….. ….. ……

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