LAMOST与APOGEE同源恒星的谱线指数分析

梁熙龙，赵景昆，李蓉

(1.中国科学院光学天文重点实验室，北京，100012；2.中国科学院大学天文与空间科学学院，北京，100049 ；3.中国人民解放军95984部队，北京，102211)

LAMOST与APOGEE同源恒星的谱线指数分析

梁熙龙1，2，赵景昆1，李蓉3

(1.中国科学院光学天文重点实验室，北京，100012；2.中国科学院大学天文与空间科学学院，北京，100049 ；3.中国人民解放军95984部队，北京，102211)

星系中恒星星族的丰度模式研究可以揭示星系的化学演化历史。恒星星族的丰度模式分析的常用方法是使用元素丰度响应函数。利用从观测光谱得到的谱线指数，结合从理论光谱得到的元素丰度响应函数，可得到一些重要元素的丰度和相对比值。我们测量了LAMOST和APOGEE同源星的谱线指数，并且分析了3类(类α-元素族，类铁族，Hβ)谱线指数与Mg2间的关系。此外还发现Hβ谱线指数可以大体上区分矮星与巨星。

谱线指数；Lick/IDS系统；Hβ谱线指数

历史上关于星系是如何形成的争辩从未停止过，星系既可能是从一大块气体云单次塌缩形成的，也可能是通过大质量的星系块吸积质量较小的成份，分级并合而成。理解星系的(尤其是我们银河系的)形成与演化，需要研究它们现有的恒星的性质。其中用于限制星系模型的性质主要有两个，恒星的分布和元素丰度的分布。其中与化学演化相关的元素(如铁族，α-元素)的丰度和相对比值受到了广泛的研究。这是因为[α/Fe]是恒星形成的时间尺度的重要指标。后代恒星的化学增丰主要源自前代的超新星爆炸。Ⅱ型超新星爆炸会在较短的时标内(≤108yr)使星际介质增丰多种重元素(α-元素,铁族元素和r-过程元素)，Ia型超新星爆炸则在更长的时标内用铁族元素使星际介质增丰，包括快速增丰(～108yr)和延迟增丰(>108至 1010yr)[6-7,11]。此外红巨星和宇宙射线对星际介质的增丰也有一点作用。对化学丰度模式(梯度，α-元素等)的研究不仅可以揭示各类超新星爆炸在星系成长史里扮演的角色，还可以为星系的化学演化模型提供参数限制[17]。目前，对星系的每颗星都进行高分辨率的分析仍不可能，比较普遍的方式还是对不同的恒星成分(星族)进行详细研究。

测量恒星星族的丰度模式的方法有很多种，如利用颜色[18]，宽的光谱特征线和窄的光谱特征线[8，10，18，20]，使用定标的太阳星族的谱线指数生成丰度比值的近似值[15]，也有人试图生成完整的积分光谱并使用完整的光谱拟合来分析丰度比值[16]等等。其中，一个广泛使用的方法是使用从理论恒星光谱推得的元素丰度响应函数。元素丰度响应函数描述的是谱线指数随单个化学元素的变化情况，一般通过使用理论模型大气，结合辐射转移代码和大量的原子、分子的特征谱线得到。使用这些元素丰度响应函数可从基本模型，通过一种微分的方式产生不同丰度模式的光谱或谱线指数，而基本模型则是从拥有标准丰度模式的理论或观测光谱得到[4，9，13-14]。目前大多数对丰度比值的分析都是基于Lick/IDS光谱的谱线指数。我们利用LAMOST的光谱数据，计算得到了一批新的恒星样本的谱线指数。不同的谱线指数族可能代表了来自不同核合成历史的不同元素丰度族[21]。详细地分析这些新得到的恒星样本的谱线指数，有助于我们发现星系核合成历史中的某些重大事件。

1 Lick/IDS谱线指数

Lick天文台的Faber等人[1，5，12，19]用了20多年的时间，汇编了大量恒星、球状星团和星系的光谱数据库，定义了一套标准的谱线指数系统(Lick/IDS)。 这是目前应用最广泛的一套谱线指数系统。他们当时主要使用Cassegrain光谱仪和析像扫描仪(Image Dissector Scanner)观测4000-6000Å范围内的目标。因其定义谱线指数时用的合成光谱分辨率较低，后来的巡天项目得到的光谱数据的分辨率较高，使用不太方便。Vazdekis et al(2010)[15]用MILES的光谱库建立新的谱线指数库LIS,后来Franchini et al(2010,2011)[2-3]利用(ELODIE、INDO-U.S.、MILES)和SDSS的数据建立了Lick/SDSS谱线指数库。为了更充分地利用LAMOST的海量高信噪比的光谱数据，与之相适应的谱线指数库也将被建立起来。

2 谱线指数的计算

我们使用LAMOST dr3和APOGEE dr13的数据交叉得到28274颗恒星样本，其中18164颗矮星(logg≤3.8)，7199颗巨星(logg>4)。然后结合已知的原子和分子的特征谱线信息，计算恒星光谱的谱线指数。谱线指数的计算方法分为两种，即原子吸收特征谱线指数和分子吸收特征谱线指数。原子吸收特征谱指数用“特征带”处的等值宽度 EW(Equivalent Width)表示，单位为埃(Å)。特征带指的是特征谱线对应的一段波长范围。

(1)

分子吸收特征谱线指数用“特征带”处的光谱流量和蓝、红端的“伪连续谱”的流量转换得到，单位为星等(mag)。

(2)

其中λ2,λ1分别是波段的起始波长和终止波长，Fλ，FCλ分别表示单位波长的光谱流量和伪连续谱的流量。而伪连续谱的流量则通过下式得到：

(3)

TRAGER(1998)[12]把谱线指数划分为3个族：(1)类α-元素族，包括两个CN的谱线指数、Mg、Na D和TiO2的谱线指数，他们的特征是都与Mg2和速度弥散有相对较窄的正相关关系;(2)类铁族，包括Ca、G波段、TiO1、和铁的所有谱线指数。他们的特征是都具有较宽的分布，且与Mg2和速度弥散之间只存在弱的相关性；(3)Hβ，它与类α-元素族相反，它与Mg2和速度弥散间存在相对较窄的负相关关系。

3 结果与讨论

我们利用LAMOST与APOGEE交叉得到新的恒星样本，分别计算了这3类谱线指数，并分析了它们与其中的Mg2谱线指数的关系，如图1-3。图1是矮星样本在类α-元素族谱线指数与Mg2坐标系里的分布情况，每个黑点表示一颗恒星，其中横坐标为Mg2，纵坐标则分别为CN2,mCN3883,Mgb,Mg1,TiO2和 NaD谱线指数。从图1中我们可以看到，Mg、Na D和TiO2的谱线指数与Mg2有较窄的正相关关系，但CN2和mCN3883与Mg2间的恒星分布较宽。量化它们之间的正相关关系，可用于对α-元素族的分析；图 2是矮星样本的类铁族谱线指数与Mg2间的恒星分布图，其中横坐标为Mg2，纵坐标则分别为Ca4227,TiO1,Ca4455,Fe4383,CaHK,Fe4668,G4300和Fe5782谱线指数。由图可见，每个子图里的恒星的分布都相对较宽，这与其分类相一致。但是其中Ca和Fe的谱线指数与Mg2之间有明显较强的正相关关系，或许它们被分到第一类更好； 图 3是恒星在Hβ与Mg2指数间的散点分布图，左边的子图是矮星样本的分布图，右边的子图是巨星样本的分布图。两幅子图里，Hβ与Mg2指数之间都有明显的负相关关系。但是矮星样本(左)的恒星分布较宽，而巨星样本(右)的恒星的分布相对较窄。从图1-3可以看到，我们计算得到的谱线指数的特征与TRAGER(1998)[12]的结果基本一致。这些由新的样本计算得到的谱线指数将会被用于恒星基本参数(包括有效温度(Teff)、恒星表面重力加速度(logg)、金属度([Fe/H])和α-元素丰度)的研究。此外，我们还发现Hβ可以用来对矮星与巨星进行分类。图4是LAMOST与APOGEE同源恒星样本在Hβ-Mg2与Hβ-Teff坐标系内的恒星分布图。图中蓝色点表示矮星，红色点表示巨星。可以看出矮星与巨星的分布虽然有些重叠，但是大体上分为两块。以前对恒量分类都是利用logg作为唯一判据，以后Hβ再结合其他谱线指数也许可以起到logg的作用。不同的谱线指数对恒星参数的相关性和响应程度是不同的。只要能量化这些相关关系，就可以利用观测光谱的谱线指数来限制这些参数的取值范围。

图1 矮星样本在类α-元素族谱线指数CN2,mCN3883,Mgb, Mg1,TiO2,NaD与Mg2之间的分布图Fig.1 Distribution of dwarf stars between α-element-like indices CN2,mCN3883,Mgb,Mg1,TiO2,NaD and Mg2

图2 矮星样本在类铁族谱线指数Ca4227,TiO1,Ca4455,Fe4383,CaHK,Fe4668,G4300,Fe5782与Mg2间的分布图Fig.2 Distribution of dwarf stars between Fe-like indices Ca4227,TiO1,Ca4455,Fe4383,CaHK,Fe4668,G4300,Fe5782 and Mg2

图3 左边的子图是18164颗矮星的Hβ-Mg2分布图，右边的子图是7199颗巨星的Hβ-Mg2分布图Fig.3 Left panel is the distribution of dwarf stars between Hβ-Mg2,right panel is the distribution of giant stars between Hβ-Mg2

图4 LAMOST与APOGEE同源恒星样本的Hβ-Mg2与Hβ-Teff的分布图。图中蓝色点表示矮星，红色点表示巨星。Fig.4 Left panel is the distribution of common stars from LAMOST and APOGEE between Hβ-Mg2,right panel is the distribution between Hβ-Teff.In both panels,blue points represent dwarf stars,while red points represent giant stars.

4 总结与展望

利用LAMOST与APOGEE的同源恒星样本，计算并分析了一些已知原子和分子的特征谱线的谱线指数。我们确认了谱线指数按照它们与Mg2指数间的关系大致可分为3类。还发现Hβ谱线指数对恒星的分类能起一定的作用。利用LAMOST的海量光谱数据结合已有的谱线指数库，可以很好地研究银河系的元素丰度及其比值的分布情况，进而揭示本星系的化学演化史。

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Analysis on indices of common stars shared by LAMOST and APOGEE

LIANG Xilong1，2,ZHAO Jingkun,LI Rong3

(1．Key Laboratory of Optical Astronomy,National Astronomical Observatories,Chinese Academy of Sciences,Beijing 100012,China;2．School of Astronomy and Space Science,University of Chinese Academy of Sciences,Beijing 100049,China;3．Troop 95984 of the Chinese people’s liberation army，Beijing 102211,China)

Studying the abundance pattern of stellar population can uncover the chemical evolution history of the galaxy.Element abundance response functions are usually used to analyze the abundance pattern of stellar population.With indices from observational spectra and element abundance response functions from synthetic spectra,researchers can gain abundance and ratios of some important elements.We measured the indices of common stars from LAMOST and APOGEE,and analyzed the correlation between indices of three families(α-element-like indices,Fe-like indices,Hβindex)andMg2.Moreover,we found Hβindex can be used to distinguish dwarf stars and giant stars.

indices;Lick/IDS system;Hβindex

1672-7010(2017)01-0036-06

2016-12-22

国家自然科学基金资助项目(U1431106);国家重点基础研究项目(973项目，2014CB845701)

梁熙龙(1993-)，男，江苏宿迁人，博士，从事移动星群方面研究;E-mail:xll@nao.cas.cn

P144.1 < class="emphasis_bold">文献标志码：A

A