基于APOGEE数据探索反银心区域子结构

李 静,闫正洲,蒋青权

(西华师范大学 物理与空间科学学院，四川 南充 637009)

0 引 言

麒麟座星环是2002年Newberg等人[1]首次发现的低银纬恒星高密度区，它是一个从未被认知与探索的反银心方向的低纬度子结构。从速度弥散和金属丰度特征来看它很像银晕中的子结构，但是在低银纬的地方该结构速度特征与银盘相似。关于这个结构的起源一直存在争议，大量的研究工作围绕其组成、起源、相关的星系形成理论以及暗物质分布等方面展开，并且引发了激烈的讨论。最初，这个子结构被认为是受到银河系引力吸积而瓦解的潮汐流或者是银河系厚盘翘曲所致[2]；后来又有人提出，可能是由于类似于人马座这样的星流穿过银盘时振动造成的[2]。

Yanny等人(2003)[3]利用SDSS初期大量的光谱数据，对位于上述高密度区域的光谱数据进行了速度分析，在其中几个区域发现了明显不同于厚盘的速度和速度弥散分布。Grillmair等人(2006,2008)在反银心方向认证出了复杂的三星流结构——反银心星流(ACS)，他们认为这个星流是特定大小和质量的矮星系潮汐瓦解而形成[4]。同时，Grillmair等人(2006)还发现在靠近(l，b)= (229°，28°)的区域存在另一个高银纬的超密度区——东部带状结构(Eastern Banded Structure，EBS)。之后，Grillmair等人(2011)指出这个潮汐碎片在银心和太阳之间的偏心轨道上，并认为其前身天体应该是一个球状星团[5]。Michel-Dansac 等人(2011) 认为人马座矮星系穿越银盘的过程中，在银盘与矮星系相互作用下有可能会形成麒麟座星环这样的环状结构[6]。Purcell等人(2011)也指出当人马座矮星系落入银盘时，在银盘上容易形成如环状结构这样的旋臂翘曲[7]。Kazantzidis等人(2008)[8]和Younger等人(2008)[9]对于麒麟座星环结构的起源提出了一种新的解释，认为当大量暗物质子晕经过盘时与卫星星系发生碰撞则有可能在星系的边缘产生这个结构。随后，Li等人(2012)[10]利用SDSS(The Sloan Digital Survey) DR8在反银心区域的光谱数据(包括SEGUE和SEGUE-2在反银心区域的光谱数据)进行了测光和光谱分析，发现麒麟座星环金属丰度为[Fe/H]～-0.80±0.1，而反银心流的金属丰度为[Fe/H]～-0.96±0.03，认为两者之间应该有一定的联系；同时，他们还发现麒麟座星环的金属丰度高于晕星而低于厚盘星，速度弥散也低于厚盘星，表明该结构与厚盘明显不同。

Chou等人(2010)[11]和Meisner等人(2012)[12]均对麒麟座星环的化学丰度做了详细的研究。Meisner等人发现该结构的金属丰度[Fe/H]～-1，这个值亦在晕星与厚盘星金属丰度值之间，与Li等人(2012)的结果一致。

在Xu等人(2015)[13]的研究中，麒麟座星环在北天的数据较明显，而南天数据寥寥。虽然这些恒星光谱数据在北天和南天都有，但是他们各自的银心距离是不相同的。除此之外，Xu等人(2015)认为这些类似星环的结构与银河系的螺旋形的结构大致上是匹配的，而螺旋形的结构和盘的振动很有可能是由相同的过程激发而产生的。

从2002年该结构被首次发现至今，麒麟座星环这个结构的起源引发了无数科学家的猜想，并一直被不断研究、尝试解决，但并没有被真正地破解。目前仍然还有很多悬而未决的类似问题，比如大犬座矮星系的形成原因，有人认为可能是盘的振荡过程中产生的一个螺旋臂，这个观点并没有得到有力支持亦或是反驳。当外盘被矮星系或者暗物质的子晕冲击后，根据其动力学的演变过程中产生的新的模型及其引发的预测，有人认为需要对同时与麒麟座星环和TriAnd星环有关的一个细丝状的结构进行重新审查，并且对数据进行更加详细准确地分析。除以上问题之外，还有很多具体问题等待我们去解决。

SDSS DR13(或者说APOGEE)数据的释放，对我们来说是继续探究反银心子结构的一个机会，让我们在前人的工作基础上，对反银心子区域结构有更进一步的探究。因此，本文使用DR13中的红巨星光谱数据来对反银心结构再一次认证。

1 数据介绍和分析

1.1 数据简要介绍

1.1.1 SDSS简要介绍

斯隆数字巡天 (SDSS)拥有全天的三分之一的多色测光数据和超过三百万的庞大天文光谱数据库，创造出了目前为止最详细的宇宙三维地图。SDSS经过长达十年的研发，在2000年正式开始了常规的观测。SDSS最新的一代巡天项目(SDSS-Ⅳ，2014-2020)包含了三个子项目，其中APOGEE-2(Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment)为银河系的南天和北天的恒星光谱巡天。

1.1.2 APOGEE数据介绍

APOGEE是SDSS IV的一个子项目，仍在进行之中。该项目提供了高分辨率、高信噪比的红外光谱数据。目前已观测超过10万颗红巨星，空间范围横跨了整个银河系核球、棒、银盘和晕的边缘。从其高分辨率光谱中我们可以获得精确的速度和化学丰度参数，对银河系的动力学构造和化学增丰历史形成了空前的透视。

APOGEE的第二个阶段(APOGEE-2)是对银河系恒星光谱的调查，利用了数目巨大的恒星参数信息来对银河系的结构和形成的历史进行探索。为了探究银河系结构、化学成分、银盘、核球和晕的运动以及银河系中的恒星的年龄分布，APOGEE-2依靠红外光谱(可以渗透部分银盘和核球中的尘埃)获得恒星的光谱数据，其红外光谱获得的数据参数众多，甚至包括银河系恒星的元素丰度分布以及银河系大部分恒星的运动。通过研究恒星的运动，我们可以获得星系演化历史的证据。

本文采用的APOGEE数据来自SDSS-IV的第一批释放数据(SDSS DR13)，从中选取了红巨星样本。

1.2 数据挑选及分析

1.2.1 速度分布对比分析

图1为SDSS DR13中APOGEE的恒星光谱样本在反银心区域的分布，总共有反银心区域111个天区，这些天区的位置信息为表1所示。我们从中选取了红巨星样本，选择条件为：距离|dist|<300kpc,速度|RV|<400 km/s，信噪比S/N>10，(红巨星的判据: 40005°的天区1-1到3-6记为组G(高银纬区域)，把纬度为-5°

表1 光谱数据对应天区的位置信息

RegionnameCenterLongitude/°CenterLatitude/°Width inLongitude/°Height inLatitude/°AverageLongitude/°AverageLatitude/°G1-112818.01.6213018.8G1-215016.01.6215015.9G1-315717.01.6215717.9G1-416517.01.6216517.9G1-517217.01.6217217.9G1-618018.01.6318018.5G1-718717.01.6218718.0G1-819517.01.6219517.9G1-919818.01.6119819.2G1-1020217.01.6220217.9G1-1121015.01.6220915.9G2-113512.01.6213412.0G2-215712.01.6215712.0G2-317212.01.6217211.9G2-418012.01.6218011.9G2-518712.01.6218711.9G2-620212.01.6220212.0G3-11507.51.621507.9G3-21657.51.621658.0G3-31807.51.621808.0G3-41957.51.621958.0G3-51987.51.621978.0G3-62107.51.622108.0B4-11224.01.621234.0B4-21264.01.621274.0B4-31304.01.621313.9B4-41356.01.621355.9B4-51394.01.621384.0B4-61434.01.621424.0B4-71474.01.621463.9B4-81504.01.621503.9B4-91534.01.621534.0B4-101574.01.621573.9B4-111604.01.621614.0RegionnameCenterLongitude/°CenterLatitude/°Width inLongitude/°Height inLatitude/°AverageLongitude/°AverageLatitude/°B4-121654.01.621654.0B4-131694.01.621683.9B4-141724.01.621723.9B4-151764.01.621763.9B4-161804.01.621803.9B4-171854.01.621833.9B4-181884.01.621873.8B4-191924.01.621913.9B4-201954.01.621953.8B4-211984.01.621984.0B4-222023.01.622022.8B4-232064.01.622064.0B4-242104.01.622103.9B4-252144.01.622133.9B4-262184.01.622174.0B4-272214.01.622213.9B4-282264.01.622253.9B4-292294.01.622283.8B5-11260.01.62127-0.1B5-21350.01.621350.0B5-31430.01.621420.0B5-41500.01.621500.0B5-51570.01.621570.0B5-61650.01.621650.0B5-71690.01.621680.6B5-81720.01.621720.0B5-91760.01.621760.0B5-101800.01.621800.0B5-111850.01.621830.0B5-121880.01.621870.2B5-131920.01.621910.0B5-141950.01.621950.0B5-152020.01.622020.0B5-16206-2.01.62206-1.4

续表1RegionnameCenterLongitude/°CenterLatitude/°Width inLongitude/°Height inLatitude/°AverageLongitude/°AverageLatitude/°B5-172100.01.62210-0.2B5-182180.01.62217-0.2B6-1122-4.01.62123-3.9B6-2126-4.01.62127-4.0B6-3130-4.01.62131-4.1B6-4135-6.01.62134-6.0B6-5139-4.01.62138-4.0B6-6143-4.01.62142-4.0B6-7147-4.01.62146-3.9B6-8150-4.01.62150-3.9B6-9153-4.01.62153-3.9B6-10157-4.01.62157-3.9B6-11160-4.01.62161-4.0B6-12165-4.01.62165-3.9B6-13169-4.01.62168-3.9B6-14172-4.01.62172-3.9B6-15176-4.01.62176-3.9B6-16180-4.01.62180-3.9B6-17185-4.01.62183-4.0B6-18188-4.01.62197-3.9B6-19192-4.01.62191-4.0RegionnameCenterLongitude/°CenterLatitude/°Width inLongitude/°Height inLatitude/°AverageLongitude/°AverageLatitude/°B6-20195-4.01.62195-4.0B6-21198-4.01.62198-4.0B6-22202-4.01.62201-4.0B6-23206-4.01.62206-3.9B6-24210-4.01.62210-4.0B6-25214-4.01.62213-3.5B6-26218-4.01.62217-3.7B6-27221-4.01.62221-4.0B6-28226-4.01.62225-4.0B6-29229-4.01.62228-4.0P7-1150-8.01.62150-7.9P7-2165-8.01.62165-7.9P7-3180-8.01.62180-8.0P7-4195-8.01.62195-7.9P7-5210-8.01.62210-7.9P8-1135-12.01.62135-12.0P8-2157-12.01.62157-11.9P8-3172-12.01.62172-12.0P8-4180-12.01.62180-12.0P8-5188-12.01.62187-11.9

我们首先对每颗星相对于银心的视向速度(line-of-sight)进行了计算，公式如下：

Vgsr=RV+10coslcosb+225.2sinlcosb+7.2sinb(km/s),

(1)

其中，Vgsr,RV分别为相对于银心的速度，视向速度。为了与厚盘星的速度进行比对，我们由下述公式计算了每一天区厚盘星速度的理论值Vtd：

(2)

其中，l为银经，b为银纬，Vrot是厚盘的旋转速度(在这里取为170km/s)，ɑ是太阳和探测的恒星之间的夹角，由下述公式计算：

ɑ

(3)

式中d是到探测的该恒星到太阳的距离，在这里粗略估计d为10kpc，8kpc是太阳的银心距，r是目标恒星的银心距，可由下式计算：

(4)

为了对反银心区域的恒星光谱数据进行分析认证等一系列工作，我们挑选出银心距在8到25kpc范围内恒星样本较多的天区进行分析，并对每个天区内的恒星径向速度分布进行了高斯拟合。图2展示了G1-1天区恒星径向速度的高斯拟合结果，红色的曲线代表该天区恒星速度分布的拟合，绿色的曲线代表该天区厚盘星速度分布的理论值拟合。可以很明显地看到，由于数据不足，厚盘星高斯拟合的弥散明显不准确，远低于正常的厚盘星速度弥散值(σ=34.6km/s)，因此在后续工作中，厚盘星高斯拟合的速度弥散值直接设置为34.6km/s。

最终，我们在111个天区中挑选出了7个样本相对较多的天区，对天区内反银心方向的恒星速度分布以及理论预测的厚盘星速度分布做了高斯拟合(如图3所示)，并将这7个小天区高斯拟合结果记录在表2中，每一列代表的分别是：天区的名字、该天区反银心方向恒星速度高斯拟合的平均值(Vh)、该天区恒星速度拟合的弥散值(σh)、该天区厚盘星速度的理论值(Vtd)(假设这些恒星与太阳的距离都为10kpc)、Vh与Vtd的差值(ΔV=Vh-Vtd)、两条高斯拟合恒星的数量(N)。

表2 7个小天区对应的子结构(h)和厚盘星(td)恒星速度分布的高斯拟合的结果

Region nameVh/(km·s-1)σhVtd/(km·s-1)ΔV/(km·s-1)NG1-148.7816.8049.99-1.2125G1-9-20.7822.05-25.004.2223G3-3-29.8515.010.00-29.8514G3-6-37.5019.19-42.935.4316B4-20-31.9024.64-25.00-6.9014B5-16-56.3717.06-41.49-14.8820B4-24-32.8722.63-25.00-7.8612

1.2.2 金属丰度对比分析

根据纬度的不同，我们将这7个天区分为三组：位于15°-0.2区域。将Part3中每个小天区的恒星数据用不同的图形标注(■代表B4-20，▲代表B4-24，●代表B5-16天区)则可发现，[Fe/H]>-0.2区域的恒星数据大部分来自B4-24天区。

图5展示了这三组(part1、part2、part3)天区的金属丰度分布。由于厚盘的预测平均速度为50km/s，我们选择了速度(Vgsr)集中在50km/s的恒星，速度(Vgsr)范围在(-50km/s,50km/s)的恒星数据，分别对三组的丰度分布做了高斯拟合。part1拟合的峰值为[Fe/H]=-0.51±0.01,part2的峰值为[Fe/H]=-0.49±0.007，而part3的峰值高于前两部分，为[Fe/H]=-0.44±0.01。图中N为该部分拟合的恒星数量。

2 结论

通过表2和图3可以看出，G3-3和B5-16两个天区恒星银心方向的径向速度和厚盘星明显不相同，并且它们的速度弥散值也明显低于厚盘星，即它们速度分布的高斯拟合都比厚盘星窄。G1-1和G3-6的恒星速度分布和厚盘速度分布几乎一样，然而速度弥散却明显低于厚盘。B4-20和B4-24的恒星速度分布和厚盘星速度分布大致契合，弥散值却略低于厚盘，代表着这些恒星大多数与本文厚盘的拟合契合。G1-9中的恒星速度与厚盘速度几乎一样，弥散值也略低于厚盘的拟合。

我们将这一结果展现在空间分布图6中，G1-1、G1-9、G3-6中的恒星速度均值与厚盘星相似，但速度弥散明显比厚盘窄。G3-3、B5-16中的恒星速度均值与拟合的厚盘星速度明显不一样，并且速度弥散值也明显低于厚盘的拟合。剩下的B4-20、B4-24中的恒星速度均值与厚盘偏差很小，速度弥散值也与厚盘偏差较小。

不难发现，在15°

G3-3和B5-16两个天区的速度分布明显不同于厚盘，对照人马座星流经过的区域，我们发现G3-3天区(中心坐标为(180°，7.6°))处在人马座星流经过的区域，因此，G3-3区域的恒星可能存在人马座星流(Sagittarius Stream)的成员星。

通过图4可以看到，金属丰度[Fe/H]>-0.2的恒星大部分来自于B5-16天区，该天区的速度分布与厚盘不同(图3)，因此，B5-16(中心坐标为(210°，-4°))这个天区可能是一个年轻星团，或者存在被银河系瓦解的潮汐碎片，也有可能是银河系旋臂的一部分。

本文利用最新释放的SDSS DR13中APOGEE子项目的红巨星样本对反银心方向的子结构进行了分析认证，得到了对于继续探究反银心方向子结构有利的结论。通过与厚盘速度分布的对比，认证出反银心区域内的G3-3可能存在人马座星流的成员星。联合其金属丰度的特征，发现G5-16也是一个不同于厚盘的子结构，并认为这个天区可能是一个年轻的星团，或者是被银河系瓦解的潮汐碎片，甚至可能是银河系旋臂的一部分。

最近的研究表明，主要的低银纬子结构(包括麒麟座星环)可能是因为银河系卫星经过厚盘的时候产生的，但目前来说，关于该结构的起源与本质这个复杂的问题并没有完全得到解释。在将来的工作中，可以结合LAMOST(解释)与APOGEE的各自优势，从而让认证反银心子结构的工作更加有效与准确。

致谢：感谢在这篇文章的结果分析过程中田浩博士给予的建议和帮助，以及审稿人的帮助和修改建议。

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