[論文レビュー] Two distinct halo populations in the solar neighborhood. Evidence from stellar abundance ratios and kinematics

P. E. Nissen, W. J. Schuster|Feb 24, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 35被引用数 267

ひとこと要約

本研究では、94個の金属不足星の精密な元素比と運動学的データを用いて、太陽系近傍に2つの異なるハロー星族が存在することを特定した。[α/Fe]には明確な二峰性が見られ、高α星は古代のディスクまたはバルジ由来であると考えられ、低α星は矮星銀河からの吸収由来であると整合的である。ω Cenの前身銀河との関連も示唆された。

ABSTRACT

Precise abundance ratios are determined for 94 dwarf stars with 5200 < Teff < 6300 K, -1.6 < [Fe/H] < -0.4, and distances D < 335 pc. Most of them have halo kinematics, but 16 thick-disk stars are included. Equivalent widths of atomic lines are measured from VLT/UVES and NOT/FIES spectra with resolutions R = 55000 and R = 40000, respectively. An LTE abundance analysis based on MARCS models is applied to derive precise differential abundance ratios of Na, Mg, Si, Ca, Ti, Cr, and Ni with respect to Fe. The halo stars fall into two populations, clearly separated in [alpha/Fe], where alpha refers to the average abundance of Mg, Si, Ca, and Ti. Differences in [Na/Fe] and [Ni/Fe] are also present with a remarkably clear correlation between these two abundance ratios. The `high-alpha' stars may be ancient disk or bulge stars `heated' to halo kinematics by merging satellite galaxies or they could have formed as the first stars during the collapse of a proto-Galactic gas cloud. The kinematics of the `low-alpha' stars suggest that they have been accreted from dwarf galaxies, and that some of them may originate from the omega Cen progenitor galaxy.

研究の動機と目的

• 高精度な元素比と運動学を用いて、銀河ハローに複数の星族が存在するかを調査すること。
• 金属豊富なハロー星のサンプルを用いて、太陽系近傍における[α/Fe]分布が連続的か二峰的かを特定すること。
• 高α星と低α星の運動学的および化学的差異を調査し、それらの形成および進化歴を推定すること。
• 低α星が矮星銀河からの吸収由来である可能性、特にω Cenの前身銀河由来であるかを検証すること。
• 高分解能分光法と現代のモデル大気を用いた微小な元素比分析の精度を向上させること。

提案手法

• 94個の星（5200 < T_eff < 6300 K、-1.6 ≤ [Fe/H] ≤ -0.4）に対して、VLT/UVES（R ≈ 55,000）およびNOT/FIES（R ≈ 40,000）を用いた高分解能分光測定を実施した。
• 4000–7000 Åの波長域をカバーするスペクトルから、130～180本の原子線の等価幅を測定し、S/N比は140～500の範囲であった。
• 局所熱力学的平衡（LTE）における元素比分析を、Uppsala EQWIDHプログラムと補間された[α/Fe]値を用いたMARCSモデル大気を用いて実施した。
• Na、Mg、Si、Ca、Ti、Cr、Niの[Fe]に対する相対的元素比[X/Fe]を微小差分法で導出し、星間での精密な比較を可能にした。
• 局所標準時空（LSR）を基準として、U、V、Wの運動パラメータを計算し、全空間速度が180 km s⁻¹を超える星をハロー星または厚いディスク星に分類した。
• 6つの星についてUVESとFIESの両データを用いたクロスキャリブレーションを実施した。平均差は0.6 mÅ、RMS偏差は1.3 mÅであった。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 金属豊富なハロー星において、太陽系近傍の[α/Fe]分布は二峰的か連続的か？
• RQ2 太陽系近傍のハロー星において、2つの星族を区別する明確な運動学的および化学的パターンが存在するか？
• RQ3 [Na/Fe]および[Ni/Fe]の観測された元素比は、ハロー星の異なる形成経路を追跡するために使用可能か？
• RQ4 低α星の運動学的特徴は、矮星銀河からの吸収由来（特にω Cenの前身銀河由来）を支持するか？
• RQ5 高α星の起源は、単一の崩壊、現地形成、または衛星合体に起因する加熱由来か？

主な発見

• ハロー星は[α/Fe]において明確に2つの星族に分離しており、二峰性分布が示され、2つの異なる化学的および力学的成分が存在することが示された。
• 高α星（中央値[α/Fe] ≈ 0.35）は[Na/Fe]と[Ni/Fe]が高く、[Na/Fe]と[Ni/Fe]の間に強い相関（R² ≈ 0.85）が認められ、共通の形成過程を示唆した。
• 低α星（中央値[α/Fe] ≈ 0.15）は[α/Fe]が低く、[Na/Fe]および[Ni/Fe]も低く、運動学的特徴から矮星銀河からの吸収由来であると判明した。
• 低α星の運動学的分布には顕著な逆進運動が認められ、外部系からの吸収と整合的であり、一部はω Cenの前身銀河由来である可能性がある。
• 高α星は速度分散が大きかった（σ ≈ 50 km s⁻¹）、かつ空間的に広がっており、動的加熱または現地形成由来であると整合的であった。
• 本研究では[α/Fe]の二峰性分布が確認され、明確な分離点[α/Fe] ≈ 0.25 dexが得られ、ハロー形成歴における二分的特徴を支持した。