吳興華 石維彬 陳天翔 張 哲 宋漢峰

(1 貴州大學(xué)物理學(xué)院貴陽550025)(2 山東大學(xué)(威海)空間科學(xué)與物理學(xué)院威海264209)(3 中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)昆明650011)

1 引言

星流是球狀星團(tuán)或矮星系被銀河系的潮汐力撕碎、瓦解而留在銀河系中形成的條狀恒星集團(tuán)[1]. 目前關(guān)于銀河系的形成有兩個(gè)模型: 一是整體塌縮模型, 二是吸積并合模型. 隨著近些年對(duì)銀河系形成更深入的研究, 人們逐漸接受吸積并合的銀河系形成模型, 在小星系形成之后, 大星系通過吸積或者并合小星系而形成[2–3]. GD-1星流是利用斯隆數(shù)字巡天(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)在2006年發(fā)現(xiàn)的長(zhǎng)63?、寬僅有0.5?的貧金屬星流, 星流位于銀盤上方大約8.5 kpc處, 可能來源于一個(gè)球狀星團(tuán)[4].Willett等[5]在2009年擬合了GD-1星流軌道, 軌道偏心率e= 0.33, 近銀心點(diǎn)為14.4 kpc,遠(yuǎn)銀心點(diǎn)為28.7 kpc, 并且軌道傾角約為35?, 星流金屬豐度[Fe/H]=?2.1±0.1 dex.2010年, Koposov等[6]使用等時(shí)線和測(cè)光數(shù)據(jù)擬合的方法發(fā)現(xiàn)GD-1星流平均金屬豐度[Fe/H]=?1.4 dex, 年齡為9 Gyr, 并建立了GD-1星流坐標(biāo)系. GD-1星流空間分布并不是連續(xù)的, Price-Whelan和Bonaca在2018年利用Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) DR2數(shù)據(jù)和Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System)測(cè)光數(shù)據(jù)繪制了GD-1星流圖, 發(fā)現(xiàn)了兩個(gè)間隙和一個(gè)尖刺結(jié)構(gòu), 間隙分別位于?1～?40?和?1～?20?[7](?1、?2分別為GD-1星流坐標(biāo)系橫縱坐標(biāo)).

GD-1星流是迄今為止發(fā)現(xiàn)的最長(zhǎng)最冷的星流之一, 也是用來限制銀河系暗物質(zhì)特性和銀河系引力勢(shì)的最佳星流之一[8]. 但是已確定的星流成員星樣本較少, 成為制約研究的主要因素. Huang等人在2019年通過SDSS測(cè)光數(shù)據(jù), SDSS/SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration)和LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope)光譜數(shù)據(jù)以及Gaia DR2數(shù)據(jù), 篩選得到了67顆高概率成員星, 測(cè)得星流平均金屬豐度[Fe/H]=?1.96 dex, 并且證實(shí)了Price-Whelan和Bonaca提出的位于?1～?40?附近的間隙結(jié)構(gòu)[9]. Li等人結(jié)合Gaia DR2、SDSS DR14以及LAMOST DR6數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)GD-1星流的年齡約為13 Gyr, 平均金屬豐度[Fe/H]=?2.2±0.12 dex,距離太陽的距離約為8 kpc,并且認(rèn)為星流起源的可能位置是在(α,δ)～(178.18?,52.19?)[10],α、δ分別為天球赤道坐標(biāo)系的赤經(jīng)和赤緯. Bonaca等人在2020年利用高分辨率光譜MMT (Multiple-Mirror Telescope)/Hectochelle得出GD-1星流主體和尖刺部分在運(yùn)動(dòng)學(xué)和化學(xué)性質(zhì)上一致, 星流主體和尖刺的速度彌散散1km·s?1, [Fe/H]≈?2.3 dex, 表明GD-1星流來自于一個(gè)球狀星團(tuán)[11].

2 GD-1星流成員星篩選

GD-1星流成員星的限制分為幾何空間限制、速度空間限制以及金屬豐度限制.LAMOST DR6和SDSS DR12是兩個(gè)不同巡天的數(shù)據(jù), 光譜數(shù)據(jù)的參數(shù)存在一定系統(tǒng)差.Huang等人2019年用LAMOST和SDSS同源的20000多顆恒星做了[Fe/H]和視向速度的比較, 發(fā)現(xiàn)LAMOST光譜數(shù)據(jù)的恒星平均金屬豐度比SDSS光譜數(shù)據(jù)高0.06 dex, 兩者的視向速度沒有明顯的系統(tǒng)差[9]. 我們采用Huang等人的結(jié)論校準(zhǔn)LAMOST DR6和SDSS DR12數(shù)據(jù)之間的系統(tǒng)差. LAMOST DR6和SDSS DR12光譜數(shù)據(jù)交叉匹配Gaia DR2數(shù)據(jù)得到恒星的自行和視差數(shù)據(jù)時(shí), 赤經(jīng)赤緯的匹配精度設(shè)定為0.3′′.

2.1 幾何空間

當(dāng)矮星系或者球狀星團(tuán)被銀河系瓦解之后, 一般最先消失的是空間聚集的特征, 但是某一區(qū)域恒星密度過高是較容易觀測(cè)的, 特別一些年輕的星流還保持空間聚集的幾何特征[12]. Willett等人用一個(gè)3階多項(xiàng)式:

擬合了GD-1星流在天空中的蹤跡, 在120?< α <130?和175?< α <220?內(nèi), 寬度取1?,在130?< α <175?內(nèi), 寬度取0.6?[5]. Li等人利用Gaia DR2數(shù)據(jù)在?1-?2平面內(nèi)擬合了GD-1星流軌跡, 軌跡的2階多項(xiàng)式為:

寬度為1?[10]. 對(duì)比Li等[10]、Huang等[9]以及Malhan等[13]認(rèn)為的GD-1星流在?1-?2平面的軌跡(這里只考慮軌跡中心)如圖1, 從圖1中可以看到在?60?

圖1 GD-1星流在?1-?2平面內(nèi)的軌跡, 分別來自Huang等[9]、Li等[10]以及Malhan等[13]Fig.1 Trace of GD-1 star streaming in ?1-?2 plane, respectively from Huang et al.[9], Li et al.[10] and Malhan et al.[13]

2.2 速度空間

星流的幾何空間特征會(huì)在較短的時(shí)間內(nèi)消失, 變得難以辨認(rèn), 但是在之后的很長(zhǎng)時(shí)間內(nèi)星流的速度空間特征仍舊存在[14–17]. 對(duì)Huang等人篩選得到的67顆[9]以及Willett等人篩選的48顆[5]GD-1星流高概率成員星在l-vgsr平面內(nèi)進(jìn)行擬合, 得到星流的速度軌跡, 其中l(wèi)為銀道坐標(biāo)系的經(jīng)向坐標(biāo)即銀經(jīng),vgsr為標(biāo)準(zhǔn)靜止銀河系下恒星的徑向速度. Li等人通過對(duì)SDSS DR14數(shù)據(jù)以及LAMOST DR6數(shù)據(jù)進(jìn)行限制, 從SDSS DR14數(shù)據(jù)獲得了116顆成員星的136個(gè)光譜, 從LAMOST DR6數(shù)據(jù)獲得了20顆成員星的32個(gè)光譜[10]. 考慮到一顆恒星有多個(gè)光譜時(shí)在同一坐標(biāo)就有多個(gè)速度與之對(duì)應(yīng), 可能會(huì)對(duì)星流成員星的篩選造成影響, 因此在速度擬合時(shí)沒有參考Li等人的成員星數(shù)據(jù). 速度擬合如圖2所示, 擬合多項(xiàng)式為:

vgsr與徑向速度RV之間的關(guān)系為[18]:

其中b為銀緯, 是銀道坐標(biāo)系的緯向坐標(biāo). 篩選寬度設(shè)置為50 km·s?1, 經(jīng)過l-vgsr篩選,LAMOST DR6數(shù)據(jù)剩余了15444顆候選體, SDSS DR12剩余了1662顆候選體.

圖2 三角形為Huang等[9]篩選的成員星, 方框?yàn)閃illett等[5]篩選的成員星. 中間黑線為擬合曲線, 兩條黑色劃線為上下邊界.Fig.2 The triangles are the member stars selected by Huang et al.[9], and the boxes are the member stars selected by Willett et al.[5]. The middle black line is the fitting curve, and the two black lines are the upper and lower boundaries.

速度空間的第2步篩選是對(duì)恒星自行的限制, 天體在宇宙空間的運(yùn)動(dòng)可以分為切向運(yùn)動(dòng)和視向運(yùn)動(dòng), 自行是天體空間運(yùn)動(dòng)的切向角速度[19]. 對(duì)自行分別在分別為恒星在赤經(jīng)、赤緯方向的自行)兩個(gè)平面內(nèi)進(jìn)行限制, 參考Li等人提出的限制條件[10]:

兩個(gè)方向的自行篩選寬度設(shè)置均為2 mas·yr?1, 經(jīng)過自行篩選, LAMOST DR6數(shù)據(jù)剩余了249顆候選體, SDSS DR12剩余了160顆候選體.

2.3 金屬豐度

GD-1星流已被證實(shí)是一個(gè)貧金屬星流, 為減少銀河系背景星對(duì)成員星篩選的影響, 金屬豐度限制條件設(shè)置為[Fe/H]< ?1.5 dex, 與Malhan等人設(shè)定的金屬豐度限制條件一致[13]. 經(jīng)過金屬豐度篩選, 從LAMOST DR6數(shù)據(jù)獲得了29顆候選體, 從SDSS DR12獲得了129顆候選體.

158顆候選體沿著?1方向的徑向速度分布如圖3, 可以看到絕大多數(shù)候選體形成一個(gè)明顯的軌跡, 去掉偏離主軌跡較遠(yuǎn)的一顆候選體, 最終LAMOST DR6數(shù)據(jù)獲得了29顆高概率成員星, SDSS DR12數(shù)據(jù)獲得了128顆高概率成員星.

圖3 經(jīng)過篩選所得的158顆GD-1星流候選體沿著?1的徑向速度分布, 去掉一顆偏離主軌跡的候選體, 用叉號(hào)表示.Fig.3 The distribution of the radial velocity of 158 GD-1 star streaming candidates selected by screeningalong ?1, and one candidate that deviated from the main trajectory was removed, denoted by cross.

3 GD-1星流特性

3.1 分布特性

成員星分布如圖4下圖, 可以看到GD-1星流在空間分布上從?1=?80?延伸到?1=0?左右, 并且星流不是連續(xù)的, 斷裂成了4部分. 最右端的部分可能是由于選擇效應(yīng)造成成員星較少, 但是在?1∈[?60?,?40?)和?1∈[?40?,?20?)兩個(gè)區(qū)間內(nèi)的成員星聚集明顯. 如圖4上圖所示, 在?1=?40?兩端有較高的峰值, 證明GD-1星流在?1=?40?附近有一個(gè)間隙, 與前人研究結(jié)果一致[7]. 在?1= [?80?,?60?)范圍內(nèi)有成員星聚集, 并且?1=?60?附近斷裂明顯, 我們推測(cè)GD-1星流在?1=?60?處也存在一個(gè)間隙.

星流成員星的自行、徑向速度以及視差分布如圖5所示. 整體來看, SDSS DR12數(shù)據(jù)的自行和視差彌散較大, LAMOST DR6數(shù)據(jù)速度彌散較大. 從?1-μ?α分布圖中可以看到, 赤經(jīng)方向的自行在?1=?80?處最小約為?2 mas·yr?1, 沿著星流自行逐漸增大, 最終在?1= 0?處增大到約?9 mas·yr?1. 赤緯方向的自行分布特點(diǎn)則是先增大后減小,在?1=?80?處約為?10 mas·yr?1, 逐漸增大到?14 mas·yr?1, 在?1=?50?處自行開始減小, 最小值約為?2 mas·yr?1. GD-1星流的徑向速度大小沿著星流呈線性分布, 從大約300 km·s?1變化到?300 km·s?1左右. 雖然部分成員星視差數(shù)據(jù)誤差較大, 但仍然可以從圖5右下圖中看到視差主要分布在0 mas左右.

大的成員星樣本有助于我們深入了解GD-1星流的特性, 為此收集了前人篩選的GD-1星流高概率成員星[5,9?10], 如圖6左圖所示, 并在?1-?2平面內(nèi)擬合星流軌跡, 3階多項(xiàng)式為:

通過篩選得到的成員星, 得出GD-1星流的平均[Fe/H]=?2.16±0.10 dex. 從圖6右圖可以發(fā)現(xiàn), LAMOST DR6成員星相比SDSS DR12成員星金屬豐度較高, 集中在(?2.3 dex,?1.8 dex), 星流整體的金屬豐度主要集中在(?2.5 dex,?1.9 dex).

圖4 上圖為GD-1星流成員星密度分布圖, 下圖為成員星空間分布圖. 黑色圓圈是篩選自SDSS DR12的成員星, 黑點(diǎn)是篩選自LAMOST DR6的成員星.Fig.4 The top panel shows the distribution of member stars density of GD-1 star streaming, and the bottom panel shows the spatial distribution of the member stars. Black circles are member stars filtered from SDSS DR12, and black dots are members filtered from LAMOST DR6.

圖5 157顆成員星的自行、徑向速度以及視差分布. 黑點(diǎn)為篩選自LAMOST DR6, 黑色圓圈為篩選自SDSS DR12.Fig.5 Proper motion, radial velocity and parallax distribution of 157 member stars. The black dots are from LAMOST DR6 and the black circles are from SDSS DR12.

3.2 金屬豐度特性

恒星在演化過程中會(huì)產(chǎn)生不同的元素, 根據(jù)恒星的金屬豐度則可以推斷恒星的年齡等特征. GD-1星流推測(cè)起源于一個(gè)古老的貧金屬球狀星團(tuán)[4], 球狀星團(tuán)在金屬豐度以及速度上具有成團(tuán)性. 前人對(duì)于GD-1星流金屬豐度的研究更多地集中于平均金屬豐度,金屬豐度沿著星流分布的特點(diǎn)并未給出. 如圖7 (a)所示, 157顆成員星分布在?1-?2平面,用顏色映射[Fe/H]的大小. 可以發(fā)現(xiàn)大多數(shù)金屬豐度更低的成員星集中在星流中心, 而金屬豐度較高的成員星則更多地分布在邊緣位置. 為了探究這種特性是否是GD-1星流固有的特性, 將收集到的成員星[5,9?10]作為對(duì)比樣本, 如圖7 (b)所示. 盡管圖(b)中星流較細(xì), 但從星流整體仍然可以發(fā)現(xiàn)金屬豐度較低的成員星更多集中在星流中心. 球狀星團(tuán)的恒星金屬豐度差異不是很大, 在受到銀河系潮汐力撕裂、瓦解形成星流時(shí), 星流成員星的金屬豐度分布應(yīng)該是均勻的. 造成GD-1星流內(nèi)低外高特性的原因可能是金屬豐度較高的恒星速度彌散較大, 隨著時(shí)間推移, 更多地分布在星流外圍. 而金屬豐度較低的恒星速度彌散較小, 其沿著星流運(yùn)動(dòng)的特征維持時(shí)間更長(zhǎng).

3.3 運(yùn)動(dòng)特性

通過成員星速度分布的特點(diǎn)可以得到GD-1星流的運(yùn)動(dòng)信息以及運(yùn)動(dòng)趨勢(shì). 從圖7(c)、(d)都可以發(fā)現(xiàn), GD-1星流成員星的vgsr沿著星流分布有明顯的特點(diǎn), 星流兩端速度較大, 并且速度方向相反. 星流左端背離銀心的速度較大, 右端朝向銀心的速度較大, 右端速度大于左端速度. 星流位于?1∈[?60?,?20?)的部分速度較小, 速度為0 km·s?1的位置大約在?1=?40?. 星流并不是沿著一個(gè)方向在運(yùn)動(dòng), 星流運(yùn)動(dòng)從速度圖上來看分為了3部分, 左端與右端速度方向相反, 中間部分運(yùn)動(dòng)趨勢(shì)不明顯. GD-1星流有兩個(gè)明顯的間隙, 分別位于?1=?40?和?1=?20?[7], 現(xiàn)在可以推斷位于?1=?20?的間隙是由兩端速度不同造成的. 同樣,?1=?60?處的間隙也是速度不同造成的.?1=?40?處的間隙兩端速度幾乎相同, 速度并不是形成間隙的原因, 而以?1=?40?處間隙為中心, 星流左右兩部分vgsr方向相反, 速度大小隨著向兩端擴(kuò)展逐漸增大.?1=?40?處間隙兩端星流的運(yùn)動(dòng)特征表現(xiàn)出巨大差異, 我們推測(cè)?1=?40?處可能是GD-1星流起源的地方. 隨著時(shí)間推移, 各部分速度方向的不同可能會(huì)導(dǎo)致星流的斷裂, 空間幾何特征將難以捕捉.

圖7 GD-1星流成員星的金屬豐度、速度以及自行分布. 圖(a)、(c)和(e)為157顆成員星分布圖, 圖(b)、(d)和(f)為前人[5,9?10]篩選所得的成員星.Fig.7 Metal abundance, velocity and proper motion of GD-1 star streaming members. Panels (a), (c),and (e) show the distribution of 157 member stars, while panels (b), (d), and (f) show the member stars screened by predecessors[5,9?10].

自行可以描述恒星在空間中的橫向運(yùn)動(dòng), 這里討論的自行是指恒星總的自行, 總自行自行沿著星流的分布同樣具有明顯的特點(diǎn)如圖7 (e)和(f)所示, 與速度分布剛好相反的是星流兩端的自行較小, 中間部分自行較大, 星流自行最小值的位置剛好對(duì)應(yīng)徑向速度的最大值位置. 星流兩端成員星的徑向速度較大, 朝著銀心或者背離銀心運(yùn)動(dòng)的趨勢(shì)更明顯, 橫向運(yùn)動(dòng)較小, 所以自行較小. 中間部分徑向速度較小,橫向運(yùn)動(dòng)較大, 故自行較大.

4 討論

沿著星流分布存在很多子結(jié)構(gòu), Price-Whelan等人指出在?1=?30?附近存在一個(gè)尖刺結(jié)構(gòu)[7]. 星流附近子結(jié)構(gòu)的起源目前還沒有定論, 可能是屬于星流逸散出去的團(tuán)塊,也可能是球狀星團(tuán)的一部分. 在幾何空間篩選成員星時(shí)我們?cè)O(shè)置的寬度是1?, 為了探究寬度的不同是否會(huì)影響成員星的篩選, 將寬度分別設(shè)置為0.9?和1.1?, 其他條件不變, 篩選結(jié)果如圖8所示. 對(duì)比圖8左右兩部分圖, 可以發(fā)現(xiàn)寬度的變化并沒有改變星流的金屬豐度、速度以及自行分布特點(diǎn), 證明成員星篩選方法是合理的. 無論寬度設(shè)置為1?、1.1?或者0.9?, 我們注意到在?1=?3?附近皆存在一個(gè)間隙, 這與de Boer等人發(fā)現(xiàn)的間隙位置一致, 可能是暗物質(zhì)沖擊造成的[8]. 需要注意的是當(dāng)我們把寬度設(shè)置為1.1?時(shí),?1=?30?處星流上方有個(gè)凸起的結(jié)構(gòu), 如圖8右圖黑色圓圈所示, 與Price-Whelan等人提出尖刺的位置相同[7]. 從圖8右圖可以看到, 尖刺位于(?1,?2)～(?30?,1.1?)附近, 偏離星流中心約1?. 尖刺成員星較少, 平均[Fe/H]=?2.20±0.06 dex. 在速度以及自行圖上,尖刺結(jié)構(gòu)與星流主體分布特征一致, 在金屬豐度圖中, 尖刺的金屬豐度與星流相近, 表明尖刺曾是星流的一部分. 尖刺的長(zhǎng)度約為6?, 產(chǎn)生原因可能是星流受到暗物質(zhì)沖擊而形成的[7,20].

5 總結(jié)與展望

通過幾何空間、速度空間和金屬豐度對(duì)LAMOST DR6數(shù)據(jù)以及SDSS DR12數(shù)據(jù)限制, 總共獲得了157顆星流成員星. 結(jié)合前人篩選的GD-1星流成員星, 發(fā)現(xiàn)了星流金屬豐度內(nèi)低外高的分布特點(diǎn), 星流的vgsr分布特點(diǎn)是兩端大、中間小, 得出?1=?20?以及?1=?60?處的間隙是因?yàn)槌蓡T星運(yùn)動(dòng)差異形成的. 沿著星流的自行分布與vgsr分布剛好相反, 自行分布特點(diǎn)是中間大、兩端小, 推測(cè)星流的起源處可能是?1=?40?附近, 星流的平均金屬豐度為[Fe/H]=?2.16±0.10 dex.

GD-1星流窄長(zhǎng)的特點(diǎn)使得星流成員星樣本較少, 尤其是包含距離數(shù)據(jù)的成員星. 在將來的工作中希望能獲得包含距離信息的大樣本成員星數(shù)據(jù), 對(duì)GD-1星流的性質(zhì)以及起源做更深入的探究. 另一方面, 低分辨率光譜數(shù)據(jù)提供的恒星速度誤差較大, 對(duì)獲得精確的GD-1星流速度彌散等信息有較大影響, 將來我們會(huì)利用高分辨率光譜數(shù)據(jù)探究GD-1星流的運(yùn)動(dòng)學(xué)信息. GD-1星流窄而冷的特性使它成為研究銀河系引力勢(shì)的最佳樣本, 下一步工作中我們將嘗試?yán)肎D-1星流分析研究銀河系的引力勢(shì).

圖8 不同寬度篩選時(shí)所得的成員星分布, 左邊篩選寬度為0.9?, 右邊篩選寬度為1.1?, 黑色圓圈內(nèi)為尖刺結(jié)構(gòu).Fig.8 The member stars distribution obtained by different width filtering. The left width is 0.9?, and the right width is 1.1?, the spur structure is in the black circle.

致謝感謝審稿人提出的寶貴意見.