左文波，杜翠花

(中國科學(xué)院大學(xué)物理科學(xué)學(xué)院， 北京 101408) (2017年3月21日收稿； 2017年5月4日收修改稿)

由于銀河系的暈比盤有更長的動力學(xué)時標[1-2]，它可以記錄更多銀河系形成和演化的歷史，所以對銀河系暈的研究一直是星系研究的重要課題。在標準冷暗物質(zhì)宇宙模型中，銀河系暈通過吸積作用形成。通過對暈星金屬豐度的研究分析，可以給出銀河系暈形成更加具體直接的限制。

SDSS[3]和2MASS[4]等大規(guī)模巡天項目的開展和運行給我們提供了大量關(guān)于恒星金屬豐度和運動學(xué)的數(shù)據(jù)。十幾年來對巡天數(shù)據(jù)的分析研究，我們對銀河系暈的認識也有顯著提高。

Carollo等[5-6]選擇SDSS和SEGUE中太陽鄰域(dhelio<4 kpc和7 kpc

本文結(jié)合蒙特卡羅方法和SCUSS，SDSS測光數(shù)據(jù)對銀河系暈的金屬豐度分布進行研究。

1 SCUSS和SDSS簡介

斯隆數(shù)字化巡天(SDSS)是由美國國家費米實驗室等8個研究機構(gòu)共同實施的多波段測光與光譜巡天項目。該項目利用美國墨西哥州的阿帕奇天文臺的一架2.5 m口徑廣角光學(xué)望遠鏡[14]。至今，測光巡天已經(jīng)覆蓋超過1/3的天區(qū)。測光巡天共有u，g，r，i和z這5個波段，有效波長分別為355.1，468.6，616.5，748.1和893.1 nm。5個波段的極限星等分別是22.0，22.2，22.2，21.3和20.5 mag。

南銀冠u波段巡天(SCUSS)是由中國科學(xué)院國家天文臺和美國亞利桑那大學(xué)共同實施的國際合作項目。該項目利用口徑為2.3 m的博克望遠鏡(Bok telescope)在u波段(355 nm)對南銀冠進行測光巡天觀測。同時該項目將為LAMOST(large sky area multi-object fiber spectroscopic telescope)巡天項目提供輸入星表。最終該巡天覆蓋近5 000 deg2的南銀冠天區(qū)。u波段的極限星等大約是23.5 mag[15]，比SDSS的u波段極限星等深1.5 mag。

2 測光金屬豐度定標

本節(jié)介紹基于蒙特卡羅模擬對恒星測光金屬豐度定標的方法。將SDSS網(wǎng)站(http:∥www.sdss3.org/)中sppParams星表與SCUSS測光數(shù)據(jù)通過ID匹配得到樣本，該樣本有表面重力、金屬豐度、有效溫度等光譜信息和SDSS和SCUSS的測光信息。為選擇定標樣本，采用與文獻[12]類似的篩選標準:

1)r波段消光小于0.3；

2)log(g)>3；

3)14

4)0.1

5)0.6

采用與文獻[13]類似的方法將色指數(shù)平均分開并按下面公式賦予index值，其中int表示取整。index=12×int((U-g-0.6)/0.05)+int((g-r-0.1)/0.05)同時也將[Fe/H]從-3.5到0.5按0.05 dex均分，得到維度為336×80的“種子”數(shù)組。

根據(jù)恒星的色指數(shù)U-g，g-r和得到的“種子”數(shù)組，可以利用蒙特卡羅模擬產(chǎn)生隨機數(shù)的方法產(chǎn)生恒星測光技術(shù)豐度的分布。如圖1所示，由蒙特卡羅模擬的定標樣本的測光金屬豐度分布(藍色柱狀圖)和光譜(紅色柱狀圖)給出的金屬豐度分布十分相似。

圖1 測光金屬豐度分布(藍色柱狀圖)與光譜金屬 豐度(紅色柱狀圖)分布的對比Fig.1 Comparison between the metallicity distributions based on photometry (solidhistogram) and based on spectra (dashed histogram)

3 銀河系暈的測光金屬豐度分布

3.1 暈星選擇條件

銀河系暈中除場星之外還有星流、星云之類的子結(jié)構(gòu)。Gu等[17]提到子結(jié)構(gòu)在20.5

圖中實線為樣本所在區(qū)域。圖2 主序星(20.5

圖3 樣本星在RZ平面內(nèi)的分布Fig.3 Distribution of sample stars in RZ

3.2 銀河系暈的測光金屬豐度分布

運用蒙特卡羅方法可以得到樣本的測光金屬豐度分布。選擇遠離盤的樣本研究金屬豐度分布與柱坐標中Z的關(guān)系，樣本分別滿足Z<-10 kpc，Z<-12 kpc和Z<-15 kpc。假設(shè)單一星族的金屬豐度分布可以用高斯函數(shù)描述，那么對于暈星的金屬豐度分布則可以用混合高斯模型描述。圖4展示最終結(jié)果，具體細節(jié)如下。

圖4中柱狀圖為測光金屬豐度分布，虛線、點線和點劃線3條曲線代表高斯函數(shù)。圖4(a)顯示Z<-10 kpc子樣本，點劃線的峰值位于[Fe/H]=-1.49，彌散為σ[Fe/H]=0.39，所占權(quán)重為68%；點線的峰值位于[Fe/H]=-2.19，彌散為σ[Fe/H]=0.46，所占權(quán)重為26%；虛線的峰值位于[Fe/H]=-0.62，彌散為σ[Fe/H]=0.14，所占權(quán)重為6%。圖4(b)顯示Z<-12 kpc子樣本，點劃線的峰值位于[Fe/H]=-1.55，彌散為σ[Fe/H]

虛線、點線和點劃線3條曲線代表高斯函數(shù)，3個高斯函數(shù)之和為黑色曲線圖4 不同Z區(qū)間的測光金屬豐度分布Fig.4 Photometric metallicity distributions in different Z-intervals

=0.41，所占權(quán)重為80%；點線的峰值位于[Fe/H]=-2.43，彌散為σ[Fe/H]=0.38，所占權(quán)重為14%；虛線的峰值位于[Fe/H]=-0.61，彌散為σ[Fe/H]=0.14，所占權(quán)重為6%。圖4(c)顯示Z<-15 kpc子樣本，點劃線的峰值位于[Fe/H]=-1.54，彌散為σ[Fe/H]=0.39，所占權(quán)重為79%；點線的峰值位于[Fe/H]=-2.37，彌散為σ[Fe/H]=0.40，所占權(quán)重為16%；虛線的峰值位于[Fe/H]=-0.61，彌散為σ[Fe/H]=0.14，所占權(quán)重為5%。表1是以上結(jié)論的總結(jié)。

表1 高斯模型擬合參數(shù)

An等[7-8]基于SDSS的Stripe82恒星的測光金屬豐度分布并用雙高斯模型擬合，其峰值位于[Fe/H]≈-1.40和≈-1.90。對比本文結(jié)果，可以認為兩個貧金屬成分是內(nèi)外暈的貢獻?，F(xiàn)有測光金屬豐度分布中存在一個-1.0<[Fe/H]<-0.3富金屬成分。Gu等[17]提到人馬座星流的測光金屬豐度大致從[Fe/H]≈-1.0到 [Fe/H]≈-0.5分布。基于Stripe82星表中的RR變星,Watkins等[18]指出武仙座-天鷹座星云有更貧的金屬豐度。所以富金屬成分可能是人馬座星流對樣本污染導(dǎo)致的。

4 總結(jié)

本文中，基于SCUSS 和SDSS光譜和測光數(shù)據(jù)，篩選出42 767個定標樣本，經(jīng)處理得到反映金屬豐度和色指數(shù)相關(guān)性的“種子”數(shù)組。限制色指數(shù)和視星等以得到F/G型主序星，為減少子結(jié)構(gòu)對結(jié)果的影響，限制銀經(jīng)銀緯范圍，最終得到78 092個樣本。選擇位于不同的Z范圍的樣本，研究銀河系暈的測光金屬豐度分布與Z的關(guān)系。得到金屬豐度分布都可以用三峰高斯模型擬合且模型的峰值位于[Fe/H]～-0.60，-1.55和-2.20。經(jīng)過對比分析，發(fā)現(xiàn)兩個貧金屬峰是內(nèi)外暈的貢獻，而較富成分則對應(yīng)暈中子結(jié)構(gòu)的影響。該結(jié)果在金屬豐度分布方面為證明銀河系的雙暈性提供了補充證據(jù)。