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银河系球状星团 和潮汐流

银河系球状星团 和潮汐流. 高爽 北京师范大学天文学系 sgao@mail.bnu.edu.cn 合作者：姜碧沩 赵永恒. 大纲. 介绍 球状星团的性质 早期星流搜寻 潮汐流的发现 可能的球状星团流 Lynden-bell 的假设 我们的方法和结果 讨论 计划. HB morphology. HB Type 的定义 B: Number of Blue end stars in HB R: Red

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银河系球状星团 和潮汐流

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Presentation Transcript

  1. 银河系球状星团和潮汐流 高爽 北京师范大学天文学系 sgao@mail.bnu.edu.cn 合作者：姜碧沩 赵永恒

  2. 大纲 • 介绍 • 球状星团的性质 • 早期星流搜寻 • 潮汐流的发现 • 可能的球状星团流 • Lynden-bell的假设 • 我们的方法和结果 • 讨论 • 计划

  3. HB morphology • HB Type的定义 B: Number of Blue end stars in HB R: Red V: Variable RR Lyrae stars

  4. B+V+R：水平分支所有恒星的数目 • HB type ∈[-1,+1] • HB Type= -1：V=B=0，水平分支的所有恒星都在红端 • HB Type=+1：V=R=0，水平分支的所有恒星都在蓝端 • HB Type=0 ： B=R, 水平分支的恒星在各颜色均匀分布

  5. 1962, Eggen， Lynden-Bell， Sandage （ ELS ） • 奠定了塌缩机制的基础 • 成为球状星团起源的两种流派之一 • 其证据是: • 球状星团的轨道能量和偏心率， 随金属丰度的减少而增加; • 轨道角动量， 随金属丰度的减少而减小; • 球状星团和分子云的质量函数有相同的指数率

  6. 1977，Searle & Zinn 提出: • 金属丰度与银心距不显著相关 • 球状星团形成时间跨度太大 • 观测发现新的吸积并合事件 • 找到了非常年轻的球状星团 • 银河系吸积并合矮星系的理论符合宇宙学的层级形成结构（Bottom-Up） • 根据宇宙学的计算， 现有的矮星系数量不足 • 基于以上几点事实, 认为: • 银河系球状星团来源于银河系对周围矮星系的吸积并合， 这种吸积并合事件可能有数十次。

  7. ELS模型和SZ模型, 成为球状星团起源的两种截然不同的假设. • SZ模型预言了会存在比较年轻的球状星团,吸积并合的时间跨度大,并合事件会观察到较最近出现的;而不像ELS模型那样,球状星团形成的时间范围很小. • SZ模型是最早提出银河系来源于并合的思想

  8. SZ模型的广泛接受,是由于先后有 星系相互作用, 吸积并合遗迹等现象直接被观测到. • 我们将基于这一假设,介绍我们的工作

  9. 1988， Statler et al • 研究了伴星系(satellite galaxies) 与银河系相互作用直至并合的过程中， 把它的一部分物质留在银河系中的可能性 . • 1993, Quinn et al (simulation): • 由于动力学摩擦作用会导致伴星系轨道缓慢衰减. • 这种衰减表现为伴星系一部分物质的剥落以及向盘中心方向内落. • 剥落的物质在银晕中由于大大减小了动力学摩擦截面， 因此较大程度地保持原有角动量和轨道能量， 在银晕中以恒星集团的形式运动 .

  10. Sagittarius dwarf spheroidal galaxy简称Sgr dSph星系 • SDSS和QUEST 天琴RR型变星巡天发现: • 人马座dSph星系的潮汐流（Vivas et al. 2003） • 以及其他潮汐流引起晕中的RR Lyraes的密度增强

  11. 大纲 介绍 球状星团的性质 早期星流搜寻 潮汐流的发现 可能的球状星团流 Lynden-bell的假设 我们的方法和结果 讨论 计划

  12. 主要方法: • 球状星团主参数方法 • 巡天搜索高密度环带方法 • 运动学还原方法

  13. 主参数方法 • 分析第一参数, 以及搜寻可能的第二参数 • 与 HB-Type 相关最显著的 金属丰度称为第一参数 • 年龄, 银心距, 核致密性等因素,是候选的第二参数 • 目的是为了搜寻银河系球状星团的表达特征, 用以区分外来的和内生的星团. • 例: • Gilmore (2004)估算有7个流 • 提出第二参数问题的解决 • 用到45个球状星团的测光数据

  14. 搜索过密环带法 基于测光和分光（视向速度）数据 在银晕中描绘天体分布 目的是为了搜寻银河系晕恒星的过密区域 例: L. Monaco et al.(2006) 发展了人马座矮星系流的成员星团 研究了矮星系流与球状星团的关系

  15. 运动学还原方法 我们在这里引入Lynden-Bell假设 • 在吸积过程中剥落的球状星团，其运动轨道平面基本不变 • 运动过程中角动量基本不变 • 运动过程中能量衰减很小

  16. 在所有球状星团中搜寻可能的流 • 近似与假设 • 与LB2（1995）类似 • 源于同一个母星系的球状星团具有： 相同比角动量和比能量 共同轨道 • 数据 • 基于Harris的球状星团数据总表网络版：位置，距离，视向速度 • 150个球状星团，147个有我们需要的参数 • 算法 • Hough变换，Lambert变换

  17. 具有相同比角动量、比能量的源 • 径向能量与距离的关系图Er-r-2 （径向能量图） • 在图中, 处于同一直线上的点, 具有相同的截距和斜率 • 直线的截距即比能量 • 直线的负斜率即比角动量平方的一半 • 因此,在同一直线附近的球状星团具有相近的比能量,比角动量 • 应用Hough变换方法寻找直线

  18. Hough变换的实质 • 将图像中N个点每次任取2个, 得到一条直线 • 这样的直线有 条 • 也就得到 组截距与斜率 • 分别以斜率和截距为 x-轴,y-轴做图 • 在斜率-截距图上相对集中的点, 在原图上就是相对靠近的直线 • 经过处理,我们得到21条这样的直线

  19. 径向能量图示例

  20. 21组具有相同比角动量和比能量的球状星团

  21. 相同轨道的搜寻 • 在此基础上,考虑轨道面假设,在21个组中进行第二轮筛选 • 将球状星团所有可能的轨道法向在银道面上进行投影 • 已知银心(轨道中心)和星团位置(轨道上一点),就得到一条轨道极径 • 围绕这条极径,有无数多种轨道面朝向 • 轨道朝向的集合构成一个大圆弧 • 投影在银道面上是一个大椭圆 • 我们引入Lambert等面积投影这种图像处理方法, 即投影后的形状保持面积不变性, 在此基础上,方便比较”交点”弥散区域的大小

  22. 我们只考虑两种情况共同满足的交点: • 在相反方向还存在另一个交点 • 交点位置银纬不能太高 (轨道平面不能太接近银道面) • 下图中左边的流得以保留；右边的流只有一个交点，并且角度太低，故淘汰。

  23. 两组球状星团的轨道极向投影图

  24. 筛选出来的8个球状星团流

  25. 轨道参数

  26. 讨论 根据每个挑选出来的流的轨道投影,计算了其上的球状星团共同的轨道平面方程 根据轨道能量和角动量,计算了轨道的近银心距、远银心距、轨道椭率 银心距小于太阳轨道的，不可信 Gnedin(2006)认为轨道椭率在0.4到0.8之间,与我们的结果一致 个别星团出现在两个流中

  27. 讨论 SDSS观测的星团Pal-5, 出现在我们的no.8中 Mackey & Gilmore (2004)所讨论的NGC7492, 7089, 6809, 5904, 出现在我们的结果的四个不同的stream中 NGC6715, Ter-7, Ter-8比较确认的Sagittarius流的成员星团,在我们的结果中,它们同属于 No.6 stream

  28. 讨论 比较确定的结果是no.5,6,8,9 and 10 在我们的结果中,全部星团的20%来源于5个星流 Unavane et al. (1996)认为并和事件≤6次 van den Bergh (2000)认为并和时间在3到7次之间

  29. 计划 • 结合自行数据, 对银晕中的恒星进行六维相位置描述, 做出运动学还原, 提供并合事件的候选体 • 轨道平面得以确定，但是轨道朝向未知 • 将这一方法应用于河外星系球状星团

  30. Thanks！

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