[论文解读] 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. Yee+21 more|CaltechAUTHORS (California Institute of Technology)|Nov 29, 2012

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 95被引用 206

一句话总结

本研究通过分析银河系银心区域58颗微引力透镜矮星和亚巨星的高分辨率光谱，探讨其化学演化。研究揭示了从[Fe/H] = −1.9到+0.6的广泛金属量分布，具有多个成分的复杂金属量函数（MDF），以及双峰年龄分布：低金属量恒星年龄偏老（10–12 Gyr），而高金属量恒星的年龄范围从2至12 Gyr不等，表明其形成历史复杂，受银河系棒结构和多重恒星族影响。

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.

研究动机与目标

• 利用微引力透镜矮星和亚巨星确定银河系银心区域恒星的化学与年龄分布。
• 解决长期以来关于银心金属量函数（MDF）的模糊性，特别是早期研究中太阳金属量附近恒星数量稀少的问题。
• 通过分析一个大规模、同质样本的元素丰度与年龄分布，探究银心的形成历史。
• 检验观测到的丰度模式是否可由标准恒星族模型解释，或是否需要引入额外成分（如银心棒或多重形成事件）。
• 将银心的化学演化与本地薄盘和厚盘进行比较，特别关注[α/Fe]–[Fe/H]关系及“膝点”的位置。

提出的方法

• 利用位于麦哲伦·克莱望远镜和凯克I望远镜上的MIKE与HIRES仪器获取高分辨率光谱。
• 利用MARCS模型大气网格进行合成光谱拟合，测定恒星参数（Teff, log g, [Fe/H], [α/Fe]）。
• 采用光谱合成技术进行丰度分析，测量包括α-元素（O, Mg, Si, Ca, Ti）在内的单个元素丰度。
• 基于Yonsei-Yale（Yi et al. 2001）等时线，结合观测到的[Fe/H]与[α/Fe]值，估算恒星年龄。
• 从完整的58颗恒星样本中构建金属量函数（MDF），并仔细考虑选择与采样偏差。
• 分析[α/Fe]–[Fe/H]关系，以推断银心的恒星形成 timescale 与化学富集历史。

实验结果

研究问题

• RQ1 银河系银心的真实金属量函数（MDF）形状如何？是否显示出多重成分的证据？
• RQ2 不同金属量下银心恒星的年龄分布如何？其随[Fe/H]的变化特征是什么？
• RQ3 银心的[α/Fe]–[Fe/H]关系与本地薄盘和厚盘相比如何？这对理解其化学富集历史有何启示？
• RQ4 观测到的丰度模式能否由标准恒星族模型解释？还是需要引入如银心棒或多重形成事件等额外成分？
• RQ5 观测偏差（如微引力透镜样本中年轻、高金属量恒星的过度代表）在多大程度上影响了研究结果？

主要发现

• 金属量分布范围从[Fe/H] = −1.9至+0.6，形状宽广且复杂，不再在太阳金属量附近出现明显凹陷，表明存在多重成分的MDF。
• 金属量[Fe/H] ≤ −0.1的恒星主要为古老恒星，年龄在10至12 Gyr之间，与低金属量、早期形成的恒星族一致。
• 高金属量恒星（[Fe/H] ≥ −0.1）表现出从2至12 Gyr的广泛年龄分布，峰值出现在4–5 Gyr左右，表明存在持续或周期性的恒星形成。
• [α/Fe]–[Fe/H]关系的“膝点”位于[Fe/H] ≈ −0.3至−0.2之间，表明银心低金属量区域的化学富集timescale快于本地厚盘。
• 高金属量银心恒星的丰度模式与本地薄盘和厚盘相似，支持银心可能是受棒结构影响的多个盘族恒星集合体的观点。
• 采样偏差与氦富集模型无法完全解释观测到的年轻、高金属量恒星的比例，表明银心的形成历史本身具有内在复杂性。