[论文解读] 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 267

一句话总结

本研究利用94颗金属贫乏恒星的精确丰度比和运动学数据，在太阳邻域识别出两个不同的星系晕族群。[α/Fe]分布表现出明显的双峰性，高α星可能起源于古老的盘或核球，而低α星则与矮星系的并合一致，可能与ω Cen原星系存在关联。

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.

研究动机与目标

• 利用高精度丰度比和运动学数据，研究银河系晕中多重恒星族群的存在。
• 利用金属丰度较高的晕星样本，确定太阳邻域[α/Fe]分布是否连续或双峰。
• 探讨高α与低α恒星在运动学和化学特性上的差异，以推断其形成与演化历史。
• 检验低α恒星是否可能起源于并合的矮星系，特别是ω Cen原星系。
• 通过高分辨率光谱和现代模型大气，提升微分丰度分析的精度。

提出的方法

• 使用VLT/UVES（R ≈ 55,000）和NOT/FIES（R ≈ 40,000）对94颗恒星（5200 < T_eff < 6300 K，-1.6 ≤ [Fe/H] ≤ -0.4）获取高分辨率光谱。
• 在4000–7000 Å波段范围内，测量130–180条原子谱线的等效宽度，信噪比介于140至500之间。
• 采用乌普萨拉EQWIDH程序和MARCS模型大气，进行局部热动平衡（LTE）丰度分析，插值计算[α/Fe]值。
• 相对于铁，推导出Na、Mg、Si、Ca、Ti、Cr和Ni的微分丰度比[X/Fe]，实现恒星间的精确比较。
• 基于太阳标准参考系计算运动学参数（U、V、W），通过总空间速度（>180 km s⁻¹）将恒星分类为晕星或厚盘星。
• 对六颗同时拥有UVES和FIES数据的恒星进行交叉校准，结果显示平均差异为0.6 mÅ，标准差为1.3 mÅ。

实验结果

研究问题

• RQ1 在太阳邻域，金属丰度较高的晕星中，[α/Fe]分布是双峰还是连续的？
• RQ2 高α与低α恒星在运动学和化学特征上是否存在明显差异，以区分太阳邻域晕星中的两个族群？
• RQ3 [Na/Fe]和[Ni/Fe]的观测丰度比是否可用于追踪晕星的不同形成路径？
• RQ4 低α恒星的运动学特征是否支持其起源于矮星系的并合，如ω Cen原星系？
• RQ5 高α恒星的起源是什么——单体坍缩、原位形成，还是卫星并合引起的动力加热？

主要发现

• 晕星在[α/Fe]中明显分为两组，双峰分布表明存在两个化学与动力学特性不同的成分。
• 高α星（[α/Fe]中位数≈0.35）表现出较高的[Na/Fe]和[Ni/Fe]，且[Na/Fe]与[Ni/Fe]之间存在强相关性（R²≈0.85），暗示其具有共同的形成过程。
• 低α星（[α/Fe]中位数≈0.15）的[α/Fe]、[Na/Fe]和[Ni/Fe]均较低，其运动学特征表明其起源于矮星系的并合。
• 低α星的运动学分布显示显著的逆行运动，与来自外部系统的并合一致，其中部分可能起源于ω Cen原星系。
• 高α星具有更高的速度弥散度（σ≈50 km s⁻¹），且空间分布更广延，与动力加热或原位形成一致。
• 本研究确认[α/Fe]分布为双峰，且在[α/Fe]≈0.25 dex处存在清晰分界，支持星系晕形成历史的二元性。