基于LAMOST数据的Sequoia子结构研究.pdf
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1、第 41 卷第 3 期天文学进展Vol.41,No.32023 年 9 月PROGRESS IN ASTRONOMYSept.,2023doi:10.3969/j.issn.1000-8349.2023.03.05基基基于于于 LAMOST 数数数据据据的的的 Sequoia子子子结结结构构构研研研究究究王煜坤1,2,赵景昆1,赵 刚1,2,陈玉琴1,2,张浩鹏1,2,叶先豪1,杨 勇1,2(1.中国科学院 国家天文台 光学天文重点实验室,北京 100101;2.中国科学院大学 天文与空间科学学院,北京 100049)摘要:Sequoia 是一个逆向旋转的子结构,来自于一个矮星系与银河系的并合
2、事件。首先介绍了 Sequoia 的发现,综合分析了不同文献对这个子结构在相空间的限制及其化学性质等。随后,利用 LAMOST DR8 光谱数据结合 Gaia EDR3 的天测数据,建立了包含空间位置、速度和金属丰度的样本,利用这个样本,首先根据文献中的选源标准对 Sequoia 子结构进行了分析,再利用 HDBSACN 聚类算法独立地分离出这个子结构,并进行细致的分析,然后比较了它与Gaia-Enceladus-Sausage(GES)化学性质。整体上 Sequoia 子结构比 GES 结构具有更贫的金属丰度,更低的、Al 和 Ni 丰度等,但是利用低分辨率光谱得到的其他元素丰度在这两个子结
3、构很难看出明显的区别,精确地确定这个子结构的化学丰度模式需要更大规模的高分辨率光谱后继观测数据。关键词:Sequoia;银晕;子结构;丰度中中中图图图分分分类类类号号号:P156.5文文文献献献标标标识识识码码码:A1引言根据冷暗物质模型,银河系在层级并合形成过程中会产生丰富的相空间结构,这些结构从早期的空间成团星流,逐步演化为运动学和化学子结构,对这些子结构进行运动学、化学以及动力学演化研究对于我们理解银河系的形成具有重要的意义。目前发现了许多并合事件,其中,GES 是形成银晕的最主要的并合事件的遗迹,其前身星系的恒星质量约为(108.85 109.85)M1。收稿日期:2022-10-09
4、;修回日期:2023-01-10资助项目:国家自然科学基金(11988101,12273055,11973048,11927804,11890694);科技部重点研发(2019Y-FA0405500)通讯作者:赵景昆,3 期王煜坤,等:基于 LAMOST 数据的 Sequoia 子结构研究3693 期王煜坤,等:基于 LAMOST 数据的 Sequoia 子结构研究3693 期王煜坤,等:基于 LAMOST 数据的 Sequoia 子结构研究369除了 GES 外,另外一个吸积事件 Sequoia 子结构也被发现。2019 年,Myeong 等人发现,银晕中几个贫金属、逆行的球状星团很可能起源
5、于一个被银河系吸积的矮星系,他们用 Sequoia 一词来描述这一吸积事件2。他们估计 Sequoia 前身星系的恒星质量约为5 107M,而总质量约为 1010M。虽然明显比 GES 小,但 Sequoia 有独特的化学动力学特征,其成员星是逆向运动的,典型的偏心率约为 0.6,而 GES 速度在 0 附近,主要是在径向轨道上运行。平均而言,与 GES 成员星相比,Sequoia 成员星有更贫的 Fe/H,比 GES低约 0.3 dex。而在相同的 Fe/H 下,Sequoia 有更高的元素丰度,例如在 Fe/H=1.5 时,Sequoia 的 Al/Fe 要高于 GES。他们推测 Sequ
6、oia 和 GES 可能是在一个相同的时期相互关联并被吸积的。此后,关于 Sequoia 的研究逐渐开展起来,然而,它的属性一直存在争议。这个子结构主要提供了银晕中高能量逆行旋转的恒星,但是目前对于这个子结构的吸积并合事件的性质了解并不深入。利用已知的巡天数据,包括 LAMOST3、Gaia4、APOGEE5,、RAVE6等,证认 Sequoia 子结构的成员星,研究这个子结构和已知的一些小的逆行旋转的子结构的关系,并对其成员星进行化学、运动学分析,对我们深入理解这个子结构前身星系的性质以及整个并合历史具有重要的意义。本文第 2 章介绍 Sequoia 子结构研究的发展趋势及现状;第 3 章针
7、对前人的研究,参考他们的成员星选择标准,结合 LAMOST DR8 的数据进行了 Sequoia 与 GES 的化学丰度比较,提出不同的成员星选择标准可能对结果产生影响;第 4 章进一步讨论 HDBSCAN 聚类算法对于团块的选择,并进行化学丰度的分析;第5章进行了总结和展望。2研究现状近年来,对于 Sequoia 子结构的研究围绕运动学和化学性质展开。在 Sequoia 成员星的选择和定义上,也出现了不同的标准。Koppelman 等人7及 Matsuno 等人8通过角动量(Lz)和轨道能量(E)来选择成员星;Myeong 等人2及 Feuillet 等人9则通过作用量(J)来选择。利用 G
8、aia 提供的天体测量数据,Myeong 等人2指出,Sequoia 和 GES 在作用量分布上有着明显的区别:Sequoia 逆行,J/Jtot 0.5(J为方位角作用量,Jtot为方位角作用量、垂直作用量和径向作用量的绝对值之和);GES 则是|J/Jtot|5)。样本中的恒星来自于 Gaia GVS、APOGEE、LAMOST 和 RAVE。其中,3404432 颗恒星具有 Fe/H 信息,189444 颗恒星有化学丰度信息。他们利用 HDB-370天 文 学 进 展41 卷370天 文 学 进 展41 卷370天 文 学 进 展41 卷SCAN 聚类算法证认了几个不同的子结构,发现 S
9、equoia 的轨道能量范围比之前估计的更小,并且局限于高能量。Sequoia 前身可能是一个质量较小的星系,但由于它在运动积分空间和化学丰度空间与 GES 的碎片重叠,它的性质还不能完全确定。他们指出,逆行晕可以进一步分为两部分(由它们在 E-Lz上的轨道能量值分开)。他们认为,高能量成分对应 Sequoia,而低能量群体可能与另一个被称为 Thamnos 的吸积事件有关。图 1 展示了Koppelman 工作中各成员星在 En-Lz空间的分布,其中 En为总能量,对应本文中的能量E,等高线表明模拟矮星系的范围放置在 Sequoia 和 Thamnos 1 与 2 的残骸上。矮星系的内部轮廓
10、 M=5 106M,外部轮廓 M=108M。注:其中等高线表明模拟矮星系的范围放置在 Sequoia 与 Thamnos 1 和 2 的碎片上。矮星系的内部轮廓M=5 106M,外部轮廓 M=108M7。图 1Koppelman 标准下各成员星 En-Lz分布图72020 年,Naidu 等人10利用 H3 光谱巡天数据11结合 Gaia 的天测数据,建立了包含5684 颗巨星的样本,样本中的恒星银纬高于 40,|z|2 kpc,证认出 high-盘、本地晕、Sagittarius、GES、Helmi 流、Sequoia 以及 Thamnos 子结构。他们发现,Sequoia 与另外的两个逆行
11、子结构存在重叠,其特征是不同的 Fe/H,他们将其命名为 Arjuna 和 Iitoi,并把三个子结构放在一起研究。基于 H3 巡天中的元素丰度数据,他们发现 Sequoia 的平均Fe/H 为 1.6 dex,而包含大多数逆行高能成员星的 Arjuna 在 1.2 dex 附近达到峰值,Iitoi 峰值低于 2.0 dex。他们把 Fe/H 2 的部分归为 Iitoi,2 Fe/H 1.6 归为Sequoia,1.6 Fe/H 1.2 归为 Arjuna。然而,这种分割的局限在于,他们无法根据这种选择标准讨论 Sequoia 在金属丰度上与 GES 的差别。Feuillet 等人9利用 Ga
12、ia DR2 和 APOGEE DR16 数据测试了不同的 Sequoia 成员星选择条件,在 1.0 (Jz JR)/Jtot 0.1 的条件下,他们以 1.0 J/Jtot 0.4 为标准,选择 Sequoia 样本;以 1.0 J/Jtot 1.0 的恒星不太可能是 Sequoia 成员星。同时,他们指出,Sequoia 成员星候选体的数量很少,因此很难对成员星进行强有力的描述,使用作用量空间选择的恒星中有很大一部分不是成员星,因此在此空间中选择标准时应该谨慎。为了精细地研究 Sequoia 的化学性质,Matsuno 等人8通过对高信噪比和高分辨率光谱进行差异丰度分析,指出 Sequo
13、ia 成员星与 GES 存在化学差异。在 1.8 Fe/H 1.4的金属丰度范围内,8 颗 Sequoia 成员星的 Na/Fe、Mg/Fe、Ca/Fe、Ti/Fe、Zn/Fe和 Y/Fe 均低于 GES 的预期值。Na/Fe 和 Mg/Fe 丰度差约为 0.2 dex,其他丰度比约为0.1 dex。他们认为,由于 Sequoia 子结构比 GES 小,其平均金属丰度也低于 GES,因此其前身星系可能是比 GES 前身星系小的瓦解的矮星系。为了对 Sequoia 子结构的化学丰度进行全面的研究,Horta 等人12以前人在角动量能量空间(Lz-E)和作用量空间(J)的选择标准为基础,用 APO
14、GEE 和 Gaia 数据进行了Sequoia 成员星的选择,同时与 GES 的成员星进行了丰度比较。Sequoia 样本与 GES 的定量比较表明 Sequoia 与 GES 具有相似的化学性质,这种化学相似性证实了 Koppelman 等人13提出的假设,即被认为是 Sequoia 的偏心率低、轨道逆行、能量相对较高的恒星可能是由 GES 并合产生的。同时,他们在 APOGEE 数据的基础上重复了 Matsuno 等人8的过程,发现在APOGEE 取样的化学空间中,Sequoia 与 GES 非常相似。他们指出,尽管需要进一步的数据和模型分析,但在化学成分数据上,Sequoia 与 GES
15、 可能来自同一起源。3基于 LAMOST 数据的 Sequoia 分析为了验证不同选择标准对结果的影响,我们将 LAMOST LRS DR8 与 Gaia EDR3 进行交叉匹配,建立了一个有 554107 颗恒星的样本。利用 LAMOST DR8 提供的视向速度,Gaia EDR3 提供的位置、自行,以及 Anders 等人14基于 Gaia EDR3 计算的距离,计算出恒星在银心坐标系(右手)下的位置 x,y,z 和速度 vx,vy,vz;然后,利用 Galpot 和银河系引力势,计算出样本恒星的轨道参数,包括能量 E、z 方向角动量 Lz、近心距 Rpr、远心距Rap、z 方向最大距离
16、Zmax、导向半径 Rg以及偏心率 e15,16。其中,采用的太阳到银心的距离为 8.21 kpc,太阳位于银河系中平面之上 14 pc,太阳相对于 LSR 的运动速度为 11.1、12.24、7.25 km s1,LSR 围绕银心的旋转速度为 233.1 km s1。参考 Koppelman 等人7和 Naidu 等人10给出的 Sequoia 成员星选择标准来选择候选成员星,通过 LAMOST 提供的 Fe/H 和 X/Fe 等信息17,将 Sequoia 与 GES 进行了化学丰度比较。为了比较哪种标准更能看出Sequoia 与GES 的差异,我们选择了两种不同的Sequoia 成372
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