[논문 리뷰] Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. V. Evidence for a wide age distribution and a complex MDF

T. Bensby, Jennifer C. Yee외 21명|CaltechAUTHORS (California Institute of Technology)|2012. 11. 29.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 95인용 수 206

한 줄 요약

이 연구는 은하 중심부의 58개의 마이크로렌즈 작고 주거성 항성의 고해상도 스펙트럼을 분석하여 그 화학적 진화를 조사한다. [Fe/H] = −1.9에서 +0.6까지 광범위한 금속성 분포, 복잡한 다중 성분을 가진 MDF, 그리고 이중 연령 분포를 확인한다: 금속성 낮은 항성은 오래된(10–12 Gyr), 금속성 높은 항성은 2에서 12 Gyr까지 연령이 분포하며, 은하 바와 여러 항성 집단의 영향을 받은 복잡한 형성 역사를 시사한다.

ABSTRACT

Based on high-resolution spectra obtained during gravitational microlensing events we present a detailed elemental abundance analysis of 32 dwarf and subgiant stars in the Galactic bulge. [ABRIDGED], we now have 58 microlensed bulge dwarfs and subgiants that have been homogeneously analysed. The main characteristics of the sample and the findings that can be drawn are: (i) The metallicity distribution (MDF) is wide and spans all metallicities between [Fe/H]=-1.9 to +0.6; (ii) The dip in the MDF around solar metallicity that was apparent in our previous analysis of a smaller sample (26 microlensed stars) is no longer evident; instead it has a complex structure and indications of multiple components are starting to emerge. [ABRIDGED]; (iii) The stars with [Fe/H]-0.1 show a wide variety of ages, ranging from 2 to 12 Gyr with a distribution that has a dominant peak around 4-5 Gyr and a tail towards higher ages; (v) There are indications in the [alpha/Fe] - [Fe/H] that the "knee" occurs around [Fe/H] = -0.3 to -0.2, which is a slightly higher metallicity as compared to the "knee" for the local thick disk. This suggests that the chemical enrichment of the metal-poor bulge has been somewhat faster than what is observed for the local thick disk. The results from the microlensed bulge dwarf stars in combination with other findings in the literature, in particular the evidence that the bulge has cylindrical rotation, indicate that the Milky Way could be an almost pure disk galaxy. The bulge would then just be a conglomerate of the other Galactic stellar populations (thin disk, thick disk, halo, and ...?), residing together in the central parts of the Galaxy, influenced by the Galactic bar.

연구 동기 및 목표

• 마이크로렌즈 작고 주거성 항성을 이용하여 은하 중심부 항성의 화학적 및 연령 분포를 규명하는 것.
• 이전 연구에서 관찰된 태양 금속성 항성의 부족함으로 인해 오랫동안 애매하게 여겨진 중심부의 금속성 분포함수(MDF)의 진정한 형태를 규명하는 것.
• 대규모이고 균일한 샘플을 이용해 원소 농도와 연령 분포를 분석하여 중심부의 형성 역사를 조사하는 것.
• 관측된 농도 패턴이 표준 항성 집단 모델로 설명 가능한지, 또는 바나 다중 형성 시기와 같은 추가 성분이 필요한지 테스트하는 것.
• 국지 얇은 디스크와 두꺼운 디스크의 화학적 진화와 비교하여 중심부의 [α/Fe]–[Fe/H] 경향과 '무릎' 위치를 분석하는 것.

제안 방법

• 고해상도 스펙트럼은 마젤란 클레이 및 케크 I 망원경의 MIKE 및 HIRES 장비를 사용하여 확보되었다.
• 합성 스펙트럼 피팅 기법을 사용하여 MARCS 모델 대기계의 그리드를 활용해 항성 파arameter(Teff, log g, [Fe/H], [α/Fe])를 유도하였다.
• 스펙트럼 합성 기법을 사용하여 개별 원소 농도를 측정하였으며, α 원소(O, Mg, Si, Ca, Ti)를 포함하였다.
• 관측된 [Fe/H] 및 [α/Fe] 값으로 校정된 얀세이-양(이 등 2001) 등기구를 사용하여 항성 연령을 추정하였다.
• 선택 및 표본 편향에 주의를 기울이며, 전체 58개 항성 샘플에서 금속성 분포함수(MDF)를 구성하였다.
• [α/Fe]–[Fe/H] 관계를 분석하여 중심부의 별 형성 타이밍과 화학적 풍부도 증가 역사를 추론하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하 중심부의 진정한 금속성 분포함수(MDF)의 형태는 무엇이며, 다중 성분을 나타내는가?
• RQ2 다양한 금속성에서 중심부 항성의 연령 분포는 어떻게 되며, [Fe/H]에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ3 중심부의 [α/Fe]–[Fe/H] 경향은 국지 얇은 디스크와 두꺼운 디스크와 비교해 어떻게 되며, 이는 그 화학적 풍부도 증가 역사에 어떤 함의를 갖는가?
• RQ4 관측된 농도 패턴은 표준 항성 집단 모델로 설명 가능한가, 아니면 바나 다중 형성 시기와 같은 추가 성분이 필요한가?
• RQ5 관측 편향, 예를 들어 마이크로렌즈 샘플에서 젊고 금속성 높은 항성이 과도하게 포함된 경우 결과에 어느 정도 영향을 미치는가?

주요 결과

• 금속성 분포는 [Fe/H] = −1.9에서 +0.6까지 확장되며, 태양 금속성에서 명확한 골이 없고, 다중 성분 MDF를 나타내는 복잡한 형태를 띠고 있다.
• [Fe/H] ≤ −0.1인 항성들은 주로 오래된 것으로, 10에서 12 Gyr 사이의 연령을 가지며, 금속성 낮고 초기에 형성된 집단과 일치한다.
• 금속성 높은 항성들([Fe/H] ≥ −0.1)은 2에서 12 Gyr까지 넓은 연령 분포를 보이며, 약 4–5 Gyr에 피크를 이룹니다. 이는 지속적이거나 주기적인 별 형성의 흔적을 시사한다.
• [α/Fe]–[Fe/H] 경향은 [Fe/H] ≈ −0.3에서 −0.2 사이에 '무릎'을 보이며, 국지 두꺼운 디스크보다 금속성 낮은 중심부에서 더 빠른 화학적 풍부도 증가 타이밍을 나타낸다.
• 금속성 높은 중심부 항성의 농도 패턴은 국지 얇은 디스크와 두꺼운 디스크의 것과 유사하여, 중심부가 바에 의해 영향을 받은 디스크 집단의 복합체일 수 있다는 가정을 지지한다.
• 표본 편향과 헬륨 풍부도 모델은 관측된 젊고 금속성 높은 항성의 비율을 완전히 설명할 수 없으며, 중심부의 형성 역사에 내재된 복잡성을 시사한다.