用红巨星探索银盘的径向密度分布

陈易容

（西华师范大学，四川南充 637009）

1 概述

银河系是我们赖以生存的环境，我们的银河系是一个典型的棒旋星系，银河系主要是由核球、银盘和银晕等组成，银盘是银河系的重要结构之一，其主要有薄盘和厚盘两种成分，对于薄盘主要是有年轻的富金属星构成，厚盘主要是由年老的贫金属星组成。对于厚盘星的形成问题现在也是有着不同的模型：加热模型，并合模型，塌缩模型等[1-3]。银晕的整个结构近似球形，其主要成分是球状星团和贫金属亚矮星，还有周期比较长的天琴RR 变星，且银晕的直径可能在30kpc 以上，质量约为银盘质量的10%。并且研究表明晕星在径向和切向的速度弥散远远大于薄盘星和厚盘星，也就是说这些星并没有远远的融入到银河系当中。目前有不少学者对于利用不同的数据对银盘的结构进行了多方面的探究，Robin（2012）提出在R=12kpc 处发现恒星数密度出现骤降的情况，这开启了打击对银河系恒星数密度情况的探索。接着有不少的学者接连发现在不同的银心距范围盘的密度会出现一定的骤降，同时大部分人认为盘能延申到15kpc。Bovy 等人2016 年通过对APOGEE 巡天光谱数据中的红团簇样本恒星按化学元素丰度和金属丰度分为高化学丰度，高金属丰度，贫金属丰度和太阳邻域四个子样本进行分析，运用多种模型对四个子样本的恒星数密度进行拟合，发现富金属丰度样本的标高随R 增加，在一定程度上展现了银盘边缘增厚的趋势。在前面的研究中对银盘的整个结构分布并没有一个详细的描述，直到liu(2017)年[4]利用LAMOST DR5 红巨星对银盘的外围结构进行了细致探索，给出了第一张外盘恒星的密度分布图，揭开了银盘结构的面纱，同时将银盘的边界由经典认为的15kpc 延伸到了19kpc，并且认为银盘并不存在截断，即银盘是平滑过度到银晕之中，没有出现盘恒星突然消失的情况。接着wang(2018）等人[5]在此基础上对银盘用切片的方式探索银盘的密度分布情况，同时将盘的距离延申到20kpc,同样也没发现银盘的截断。

本文将从恒星在R-Z 平面的密度分布情况来探索银盘的情况。本文第一部分为引言主要介绍了银河系的基本结构，银盘的研究现状，第二部分主要是介绍LAMOST 光谱巡天介绍以及使用的星表数据的介绍，第三部分组要是银盘结构的研究以及结果展示，包括标高标长的计算，第四章主要是本文的结论。

2 数据和方法

2.1 数据

郭守敬望远镜（LAMOST，大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜）是一架新类型的大视场兼备大口径望远镜，是一种有效孔径约为4 米的准子午线反射施密特望远镜，在5°焦平面上安装了4000 根光纤，能够同时获取最多4000 个天体的中分辨率光谱。与其他巡天项目相比较，LAMOST 的又是就是能在短时间内获取大量的光谱，每晚基本可以获取数万个光谱。自望远镜投入使用以来，经历了一年的先导巡天以及第一阶段的五年正式巡天，并通过DR5 进行释放，获取的光谱数已经超过九百万。通过前人的研究可以发现，红巨星是追踪盘结构的良好示踪体，红巨星的最大优势是数据量充足，以及对于距离测定有一定的精度，因此本文选用的是LAMOST DR5 的红巨星数据，我们从LAMOST DR5 的光谱数据中根据Liu(2014)年的挑选K 巨星的标准挑选得到约60 万颗红巨星。另外为了提高数据的可靠性，我们选择了信噪比大于20，并去掉了观测过程中重复的源。虽然保留足够的数据会使得实验结果更具有可靠性，但为了避免过亮或者过暗的星会产生Mslmquist 效应，我们选择的是-4< MK<-2 范围内的恒星，这里的MK 采用的是2MASSK 波段的绝对星等值。在这个完备的范围内，我们可以从图1 中的得到距离大约到20kpc。图1 横坐标表示恒星到太阳的距离，纵坐标表示的是2MASS 的绝对星等，颜色表示的是恒星的金属丰度，从图中可以发现距离越近金属丰度越高，即距离越远越贫金属。样本的绝对星等值是有Carlin 的方法计算得到[6]，距离采用的是通过瑞利金斯消光后利用光学公式m-M=5logd-5 计算得到，其中m 是恒星视星等，M 是2MASS 绝对星等值。通过上述所有条件选择后，最终我们得到了72，340颗红巨星。

图1 样本恒星在不同距离的MK 分布图，颜色表示金属丰度[Fe/h]

2.2 恒星数密度模型

对于给定一个R 切片，其垂直密度分布是由厚盘、薄盘和晕三种成分组成。我们对薄盘和厚盘采用的是sech2 模型，对晕采用的是幂律函数。对于薄盘成分，在给定R 的垂直密度分布由如下公式计算：

通过上述公式得到不同成分的密度分布情况，接着我们利用贝叶斯方法应用蒙特卡洛模拟进行拟合，通过将薄盘和厚盘的标高，恒星数密度，以及薄盘和晕的占比分别设为自由参数，根据经验给定一定的先验分布，通过模型进行拟合，最终我们设定的自由参数的最佳拟合值将由似然函数的峰值进行给出，参数的误差由MCMC 样本中的15%和85%进行给出。

3 结果

我们将样本恒星密度点划分进每一个R 切片之中，然后通过MCMC 拟合得到每一个切片对应的密度以及标高，这里R 切片的中心分别对应R=7.5，7.75，8，8.25，8.5，8.75，9，9.25，9.5，9.75，10，11，12，13，14，15，16，17，18，19.5，21.5 和 24.5kpc, 在R<11kpc 的切片，其宽度为0.25kpc,对1111kpc,双盘成分已经不能得到较好的拟合结果，因此我们采用的是单盘成分进行拟合。

图2 R=9.5kpc 处的MCMC 拟合结果

我们将拟合所得到的结果进行统计拟合，在图3 中展示了不同成分的径向密度分布情况。横坐标表示银心距，纵坐标表示径向密度取对数。圆点、正方形、三角形分别表示薄盘，厚盘和晕。虚线表示我们对所得到的数据点进行加权线性拟合得到的结果。左上部分虚线可以表示对R<11kpc 处，薄盘密度进行线性拟合。中间上部分虚线表示对1114 kpc，标长为2.54；厚盘的标长为2.18kpc.除薄盘在R<11kpc 处外，其余标长结果与wang(2018)比较一致。除了标长，标高也在一定程度上反映了盘的结构。图4 展示了薄盘与厚盘的标高所R 变化的情况。正方形和三角形分别表示薄盘和厚盘。标高在一顶成都上是对银盘在垂向结构的一个重要探针，我们可以通过标高的特征高度进而说明银盘厚度的变化情况。通过图我们可以发现，无论薄盘或是厚盘，标高都有先减小后增大的趋势，在R>9kpc 之后均会增大，也就说明，在外面部分盘在逐渐增厚。这与前人所提的盘边缘增厚结论刚好一致[7]。对于内盘部分标高呈现逐渐降低可能是由于收到银河系内部棒结构的影响，棒在一定程度上会发生扰动，会导致周围的恒星发生一定的迁移，也就是说在周围的恒星数密度会发生改变，对这一现象还有待更多的数据加以补充说明。

图3 展示了不同的成分的径向密度分布情况

图4 展示了薄盘与厚盘标高随R 的变化情况

4 结论

本次工作主要利用LAMOST DR5 的红巨星样本重现了银盘的结构，通过将银心距R 进行切片拟合垂直密度分布，探究了盘和晕不同组成成分在银心距上的密度分布情况。我们发现银盘的总密度并不是一个单一的指数盘，而是需要用双盘进行拟合，也就说明了薄盘和厚盘两种成分同时存在。同时在R=11和14kpc 处均有密度突变，这与Robin(2012)年的结果相近[8]，但这有可能是由于观测是由于银盘的的翘曲导致在我们的视线方向恒星数急剧减少，是的密度区域出现骤降的情况[9]。也有可能是盘的径向迁移导致出现密度的折点变化情况。同时分析了盘的标长和标高，我们发现随着距离的不断增远标高在不断地增大，也进一步的说明了银盘外盘边缘不断增厚的过程[10]。对于外盘边缘增厚，有部分研究者认为是由于盘的径向迁移导致，也有学者认为是恒星坍缩造成，但由巡天设备的局限性，使得我们在外盘的恒星信息比较少，因此我们需要更多充分的数据子再进行说明。对于银盘的结构的研究除了银盘边界的探索，还有银盘的翘曲和非对称性在一定程度上也能直观的反映出银河系的形成与演化现状。我们期望获取更多的数据能够更加细致的探索银盘，进而更加深刻的了解银河系的演化情况。