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1、 LAMOST与银河系疏散星团研究 江西 井冈山 2005年4月27-29日陈力 侯金良 中国科学院上海天文台星团与银河系结构和演化银河系结构和演化 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 星团的研究 恒星统计分布 气体的分布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l 银盘大部分重子物质(角动量)之所在l 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 (不同年龄)疏散星团空间分布动力学效应金属度分布化学演化疏
2、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.
3、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)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
4、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 ? 疏散星团样本Chen, et al. 2003银盘金属丰度梯度 -0.075
5、-0.076-0.0990.028太阳附近F、G型星Age-Metallicity-RelationAMR for 118 OCs Corrected for radial gradient 太阳附近F、G型星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 mot
6、ions: 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%) 1. 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 分布直方图疏散星团观测样本在银盘上的空间分布 2空间分布a. (受观测 范围限制)年轻星团相
7、对太阳接近对称分布；80%的年老星团 Rgc8.5kpc银盘 上的投影(x,y)分布情况 银心距直方图(7kpc内有近20个)b. 大部分星团较 年轻(10 kpc R=600015000 for Vr5 km/sfor M/H0.1dex 典型疏散星团HR图SpMVmMd （kpc ）Dw arfA00.615.915.1A51.914.68.3F02.713.85.8F53.513.04.0G04.412.12.6G55.111.41.9Gia ntG50.915.613.2K00.715.814.4K5-0.216.721.9Distances reachable for differe
8、nt types of stars(Av=0)Hu&Zhao 2003疏散星团: Dsun10kpcVb = 0b = 5b = 10b = 30b = 90All-sky 15127312169663901295231630552884214275022211141769506441444613303572239181479113490869022345554286Model star count /d2 （Gilmore & Zeillik 2000） LAMOST: 观测限制 视场 -20d 星团数800。 去除直径过大( 4-5d) 或过小 ( -20d )赤道坐标680个疏散星团(
9、-20d )银道坐标银盘附近疏散星团分布密度疏散星团天区恒星数密度随星等的变化N3000, F=1d1d 相邻星象1角分假定： 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1d1d，恒星数3000； 每晚观测3次，每次1000颗(？)同时观测 每年完成100150个星团问题 ！LAMOST1平方度内可放多少根光纤 (400,800,1000) ？成果与意义 600个疏散星团天区105106数量级的恒星 视向速度Vr 金属丰度视向速度：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
10、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 From total of 680 OCsN350N300N70样本中已有距离，年龄，金属参数情况 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 距离范围 年龄范围 空间大小 金属丰度 “比较”星团试观测：选择十几个左右星团目标Name Alpha(J2000.0)Delta L(J2000.0)B Dsun Dgc Z Age Note
11、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 58
12、53 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
13、，no VrBochum 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 0
