[논문 리뷰] Deep SDSS optical spectroscopy of distant halo stars II. Iron, calcium, and magnesium abundances

Emma Fernández-Alvar, Carlos Allende Prieto외 12명|arXiv (Cornell University)|2015. 03. 14.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 58인용 수 27

한 줄 요약

이 연구는 3,944개의 원거리 헬로 별의 깊은 SDSS 광학 스펙트럼을 분석하여 스펙트럼 선 피팅과 χ² 최소화를 통한 대기 파rameter 유도를 통해 철(Fe), calcium(Ca), 마그네슘(Mg) 농도를 결정한다. 결과적으로 은하수 헬로에서 금속성 농도 기울기가 뚜렷하게 드러나며, 갈락티크 중심 거리가 20 kpc를 초과할수록 [Fe/H], [Ca/H], [Mg/H]가 감소하는 경향을 보이며, 이는 외부 헬로 영역이 더 금속 농도가 낮고, 더 낮은 질량, 덜 화학적으로 진화한 하위구조에서 형성되었을 가능성이 있음을 시사하며, 계층적 은하 형성 모델과 일치한다.

ABSTRACT

We analyze a sample of 3,944 low-resolution (R ~ 2000) optical spectra from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), focusing on stars with effective temperatures 5800 < Teff < 6300 K, and distances from the Milky Way plane in excess of 5 kpc, and determine their abundances of Fe, Ca, and Mg. We followed the same methodology as in the previous paper in this series, deriving atmospheric parameters by chi2 minimization, but this time we obtained the abundances of individual elements by fitting their associated spectral lines. Distances were calculated from absolute magnitudes obtained by a statistical comparison of our stellar parameters with stellar-evolution models. The observations reveal a decrease in the abundances of iron, calcium, and magnesium at large distances from the Galactic center. The median abundances for the halo stars analyzed are fairly constant up to a Galactocentric distance r ~ 20 kpc, rapidly decrease between r ~ 20 and r ~ 40 kpc, and flatten out to significantly lower values at larger distances, consistent with previous studies. In addition, we examine the [Ca/Fe] and [Mg/Fe] as a function of Fe/H and Galactocentric distance. Our results show that the most distant parts of the halo show a steeper variation of the [Ca/Fe] and [Mg/Fe] with iron. We found that at the range -1.6 < [Fe/H] < -0.4 [Ca/Fe] decreases with distance, in agreement with earlier results based on local stars. However, the opposite trend is apparent for [Mg/Fe]. Our conclusion that the outer regions of the halo are more metal-poor than the inner regions, based on in situ observations of distant stars, agrees with recent results based on inferences from the kinematics of more local stars, and with predictions of recent galaxy formation simulations for galaxies similar to the Milky Way.

연구 동기 및 목표

• 저해상도 광학 스펙트럼을 사용하여 대규모 원거리 헬로 별 샘플에서 철, calcium, 마그네슘의 정밀한 농도를 결정하기 위해.
• 은하수 헬로의 금속성 및 α-요소 농도 비율의 반경 분포를 조사하여 계층적 은하 형성 모델을 검증하기 위해.
• [α/Fe]가 [Fe/H]와 Galactocentric 거리에 따라 어떻게 변화하는지 분석하여 헬로 하위구조의 별 형성 역사를 탐구하기 위해.
• 외부 헬로 영역이 내부 헬로와는 다른 화학적 특징을 지닌 낮은 질량의 적재된 하위구조에 의해 지배되는지 평가하기 위해.
• 관측된 농도 기울기를 우주론적 시뮬레이션에서 예측한 은하수 유사 은하의 결과와 비교하기 위해.

제안 방법

• 5800 ≤ T_eff ≤ 6300 K 이며 |z| > 5 kpc인 3,944개의 별에 대해 저해상도(R ~ 2000) 광학 스펙트럼을 슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS)에서 확보하였다.
• 관측된 스펙트럼와 합성 스펙트럼를 일치시키기 위해 χ² 최소화를 통해 별 대기 파rameter(T_eff, log g, [Fe/H])를 결정하였다.
• 합성 스펙트럼 모델링을 사용하여 스펙트럼 선 피팅을 통해 개별 요소 농도(Fe, Ca, Mg)를 측정하였다.
• 유도된 별 파arameter를 별 진화 모델과 통계적 비교하여 절대 등급을 추정함으로써 거리를 추정하였다.
• Galactocentric 거리(r)에 따른 농도 기울기를 매핑하고, 다양한 반경 영역에서 [α/Fe]와 [Fe/H] 간의 상관관계를 분석하였다.
• 정확한 농도 결정을 보장하기 위해 라디얼 속도 및 금속성에 대한 체계적 오차 보정을 적용하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하수 헬로에서 철, 칼슘, 마그네슘의 농도는 갈락티크 중심 거리에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ2 [α/Fe]에 대한 반경 기울기가 [Fe/H]와 상관관계를 가지는가? 이는 헬로의 별 형성 역사를 어떻게 시사하는가?
• RQ3 외부 헬로 영역은 내부 헬로에 비해 α-요소 및 철 농도가 낮은가? 이는 그 기원에 대해 무엇을 시사하는가?
• RQ4 관측된 농도 경향은 저질량 하위구조의 적재를 통한 계층적 은하 형성과 일치하는가?
• RQ5 외부 헬로에서 [Ca/Fe] 및 [Mg/Fe]의 [Fe/H]에 대한 기울기는 내부 헬로와 다를까? 이는 초기 질량 함수(IMF)가 초기 별 형성 시스템에서 어떻게 달라졌을 수 있는가?

주요 결과

• 중간값 [Fe/H]는 r ~ 20 kpc를 초과할수록 뚜렷하게 감소하며, r ~ 20에서 40 kpc 사이에서 급격히 감소한 후 더 큰 거리에서는 평탄해진다.
• -1.6 < [Fe/H] < -0.4 금속성 범위에서 [Ca/Fe] 비율은 갈락티크 중심 거리 증가에 따라 감소하며, 이는 이전의 국소 연구 결과와 일치한다.
• 반면, 동일한 금속성 범위에서 [Mg/Fe]는 거리 증가에 따라 증가하는 경향을 보이며, 이는 외부 헬로에서 예상되는 행동과 반대되는 현상이다.
• 관측된 농도 기울기는 내부 헬로가 더 질량이 큰 하위구조에서 형성되었고, 외부 헬로는 더 낮은 질량, 낮은 금속성의 시스템에서 형성되었음을 시사하는 계층적 은하 형성과 일치한다.
• 큰 반경에서의 더 평탄한 금속성 프로파일은 외부 헬로가 더 낮은 별 형성 효율성과 이른 화학적 풍화를 겪은 적재된 시스템에 의해 지배된다는 것을 시사한다.
• 외부 헬로에서 [α/Fe]의 [Fe/H]에 대한 기울기가 더 가파르게 나타나는 것은 초기 질량 함수(IMF) 또는 별 형성 효율성의 가능성을 시사하며, 가장 먼 영역에서는 더 높은 질량의 원천 별이 선호되었을 가능성이 있다.