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LAMOST与银河系疏散星团研究 中国科学院上海天文台 星团与银河系结构和演化 银河系结构和演化 空间分布和运动学性质 金属丰度特征 不同区域的年龄特征 初始质量函数 星团的研究 恒星统计分布 气体的分布 1 球状星团 银晕的形成和演化2 疏散星团 银盘的形成和演化 两个重要探针 银河系结构和化学演化 疏散星团对研究银盘结构和演化的重要性 银盘 大部分重子物质 角动量 之所在疏散星团 巨分子云 大多数盘星诞生之地 原银河系重子特性的信息 恒星动力学方法回溯 元素丰度 时 空 分布 不同年龄 疏散星团 空间分布 动力学效应 金属度分布 化学演化 疏散星团对研究银盘结构和演化的重要性 同场星比较 疏散星团的主要优点在于 它们目前的位置同其形成时相比变化相对较小年龄测定比较可靠可以观测到很远的距离红化相对比较容易确定金属丰度可以比较精确的测定 利用疏散星团样本的金属丰度 年龄 位置和运动学特征是研究银盘形成和演化的主要手段之一 探索星系盘形成和演化的机制 疏散星团研究可能在以下方面做出贡献 I 1 关于星系盘形成的从内向外 inside out 内落模型 模型预言 内银盘的星际介质将比外银盘的要年老 同时化学丰度也更高 即存在年龄和丰度梯度 选择内银盘和外银盘两组合适的疏散星团样本进行丰度和年龄的观测可以来验证这一预言 银盘的丰度梯度和年龄梯度 2 疏散星团作为星系并合事件的示踪者 空间分布 运动 金属及年龄综合统计性质 比如 Sgrstream GASS 疏散星团研究可能在以下方面做出贡献 II 3 银盘年龄的测定 银盘年龄 金属丰度关系 AMR 最老年疏散星团的年龄可以反映银盘的年龄 疏散星团与场星AMR的比较 AMR弥散的本质 4 年轻星团 正在星云中形成的年轻星团 大部分疏散星团 盘星 都历经此过程而来 恒星形成的 基地 许多有关盘星族形成与早期演化的基本问题 如IMF的形式与普适性等 疏散星团研究可能在以下方面做出贡献 III 5 星团中的双星和蓝离散星问题 老年疏散星团中双星可能占到20 到50 这对疏散星团年龄的估计会产生一定的影响 主序加宽 星团中的蓝离散星发生的频率与星团类型的关系怎样 对星团的颜色 光度图的影响如何 这也会影响到星团年龄的确定 主序转折点的确定 蓝离散星成员慨率的确定 需要视向速度资料 疏散星团研究可能在以下方面做出贡献 IV 6 其它一些具有统计意义的内容 与丰度有关的 垂直银道面的金属丰度梯度问题 与年龄有关的 星团的年龄分布最年老疏散星团与最年轻球状星团年龄的比较 恒星在星团中的演化是否会产生星团化学丰度的不均匀性 疏散星团样本Chen etal 2003 银盘金属丰度梯度 0 075 0 076 0 099 0 028 太阳附近F G型星 Age Metallicity Relation AMRfor118OCsCorrectedforradialgradient 太阳附近F G型星 疏散星团样本目前的现状 银河系疏散星团样本情况 截至2005年3月 Numberofclusters 1632withDistances 771 47 24 withReddening 753 46 14 withAges 629 38 54 withDist Redd andAges 615 37 68 withPropermotions 609 37 32 withRadialvelocities 234 14 34 withP Motions RVs 219 13 42 withDist Ages PMandRVs 217 13 29 withAbundances 133 8 15 二维分布a 按银经分布 0和180度左右较少 90和270度左右较多 与银盘结构有关 如旋臂 消光物质分布等 b 按银纬分布 集中于 15度之间 银经分布直方图银纬分布直方图 疏散星团观测样本在银盘上的空间分布 2 空间分布a 受观测范围限制 年轻星团相对太阳接近对称分布 80 的年老星团Rgc 8 5kpc 银盘上的投影 x y 分布情况银心距直方图 7kpc内有近20个 b 大部分星团较年轻 0 8Gyr 银面距标高 57pc 年老星团银面距标高 354pc 不同年老疏散星团的银面距标高 LAMOST 观测能力 Vlim 16 5 SNR 100 积分时间 1H forF Gstars d 4kpcforOCs d 10kpc R 6000 15000 forVr 5km sfor M H 0 1dex 典型疏散星团HR图 Distancesreachablefordifferenttypesofstars Av 0 Hu Zhao2003 疏散星团 Dsun 10kpc Modelstarcount d2 Gilmore Zeillik2000 LAMOST 观测限制 视场 20deg2 数密度 400 600 deg2 20 85天顶距z 60deg LAMOST 疏散星团观测建议 LOCSS LAMOSTOpenClustersSpectroscopicSurvey 利用LAMOST作疏散星团天区的恒星样本巡天 样本选择 兴隆地理纬度 40d 取天顶距z 20d 星团数 800 去除直径过大 4 5d 或过小 0 2d 星团数 684星团观测范围 多数0 5 0 5d 1d 1d 少数 2d 2d 视星等完备R 16 680个疏散星团 20d 赤道坐标 680个疏散星团 20d 银道坐标 银盘附近疏散星团分布密度 疏散星团天区恒星数密度随星等的变化 N 3000 F 1d 1d 相邻星象 1角分 假定 每晚观测一个星团 实际在低银纬处20平方度平均可有4个 星团观测天区1d 1d 恒星数 3000 每晚观测3次 每次1000颗 同时观测每年完成100 150个星团 问题 LAMOST 1平方度内可放多少根光纤 400 800 1000 成果与意义 600个疏散星团天区105 106数量级的恒星视向速度Vr金属丰度 视向速度 疏散星团天区成员判定 不受距离限制 运动 动力学研究 结合近距星团的自行成员更好 星团HR图 结合2MASS测光数据 年龄 距离 金属丰度 径向分布 结合距离参数 梯度演化 结合年龄参数 AMR Fromtotalof 680OCs N 350 N 300 N 70 样本中已有距离 年龄 金属参数情况 LAMOST观测结果 星团距离 年龄 金属 速度等 样本数大幅增加 更趋完备 可靠性提高 经过运动学成员判定 结合HR图 尤其预期新获得大量远距及老年星团物理性质 提供银盘形成和演化的重要观测基础和关键性的模型约束 距离范围年龄范围空间大小金属丰度 比较 星团 试观测 选择十几个左右星团目标 NameAlpha J2000 0 DeltaL J2000 0 BDsunDgcZAgeNotehmsd ddpckpcpcGyrBerkeley17052036 303600175 6462 03 6479270011 19 17212 023oldestKing2005100 581100122 8741 04 6884575012 58 4706 026noM VrBerkeley20053237 001118203 4833 17 3727840016 36 25086 026NGC6791192053 37461869 9585 10 903758538 5511074 395NGC2682085118 114800215 6961 31 89649089 154802 564NGC7789235724 564230115 5320 05 385023379 73 2191 718NGC2420073823 213424198 1072 19 6341308511 3510371 117Berkeley29065318 165500197 9835 08 02481487123 0520761 059mostdist noVrBochum1062525 194600192 4312 03 4008280311 251660 005noM VrBochum2064854 002300212 3015 00 3897266110 84 180 005noMNGC1893052244 332442173 5850 01 6804600014 48 1760 003noMNGC2244063155 045630206 3059 02 071914459 82 520 008noMNGC2264064058 095342202 9358 02 19596679 12260 009NGC6823194309 23180059 4019 00 144118937 71 50 007noMDolidze25064506 001800211 9423 01 2732630414 24 1400 007noMKing6032806 562700143 3607