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厚盘恒星的 年龄－金属度关系

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

  1. 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)

  2. 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。

  3. 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。

  4. 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。

  5. 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)。

  6. 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)。

  7. 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。

  8. 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。

  9. 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）

  10. 有关数据 表列数据取自他人的研究结果

  11. 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。

  12. 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。

  13. 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。

  14. 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

  15. 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）。

  16. 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。

  17. 不同金属度恒星的CMD

  18. 定量计算的结果

  19. 年龄－金属度关系图

  20. 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。

  21. 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。

  22. 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。

  23. 新样本的CMD

  24. 新样本的AMR

  25. 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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