银河系球状星团

1、银河系球状星团和潮汐流1大纲介绍 球状星团的性质早期星流搜寻潮汐流的发现可能的球状星团流Lynden-bell的假设我们的方法和结果讨论计划2HB morphologyHB Type的定义 B: Number of Blue end stars in HB R: Red V: Variable RR Lyrae stars 3B+V+R：水平分支所有恒星的数目HB type -1,+1HB Type= -1：V=B=0，水平分支的所有恒星都在红端 HB Type=+1：V=R=0，水平分支的所有恒星都在蓝端HB Type=0 ： B=R, 水平分支的恒星在各颜色均匀分布41962, Eggen

2、， Lynden-Bell， Sandage （ ELS ） 奠定了塌缩机制的基础成为球状星团起源的两种流派之一其证据是:球状星团的轨道能量和偏心率， 随金属丰度的减少而增加;轨道角动量， 随金属丰度的减少而减小;球状星团和分子云的质量函数有相同的指数率51977，Searle & Zinn 提出:金属丰度与银心距不显著相关球状星团形成时间跨度太大观测发现新的吸积并合事件找到了非常年轻的球状星团银河系吸积并合矮星系的理论符合宇宙学的层级形成结构（Bottom-Up）根据宇宙学的计算， 现有的矮星系数量不足基于以上几点事实, 认为:银河系球状星团来源于银河系对周围矮星系的吸积并合， 这种吸积并合

3、事件可能有数十次。 6ELS模型和SZ模型, 成为球状星团起源的两种截然不同的假设.SZ模型预言了会存在比较年轻的球状星团,吸积并合的时间跨度大,并合事件会观察到较最近出现的;而不像ELS模型那样,球状星团形成的时间范围很小.SZ模型是最早提出银河系来源于并合的思想7SZ模型的广泛接受,是由于先后有 星系相互作用, 吸积并合遗迹等现象直接被观测到.我们将基于这一假设,介绍我们的工作81988， Statler et al 研究了伴星系(satellite galaxies) 与银河系相互作用直至并合的过程中， 把它的一部分物质留在银河系中的可能性 .1993, Quinn et al (sim

4、ulation):由于动力学摩擦作用会导致伴星系轨道缓慢衰减. 这种衰减表现为伴星系一部分物质的剥落以及向盘中心方向内落.剥落的物质在银晕中由于大大减小了动力学摩擦截面， 因此较大程度地保持原有角动量和轨道能量， 在银晕中以恒星集团的形式运动 .9Sagittarius dwarf spheroidal galaxy简称Sgr dSph星系 SDSS和QUEST 天琴RR型变星巡天发现:人马座dSph星系的潮汐流（Vivas et al. 2003）以及其他潮汐流引起晕中的RR Lyraes的密度增强 101112大纲介绍 球状星团的性质早期星流搜寻潮汐流的发现可能的球状星团流Lynden-b

5、ell的假设我们的方法和结果讨论计划13主要方法:球状星团主参数方法巡天搜索高密度环带方法运动学还原方法14主参数方法分析第一参数, 以及搜寻可能的第二参数与 HB-Type 相关最显著的 金属丰度 称为第一参数年龄, 银心距, 核致密性等因素,是候选的第二参数目的是为了搜寻银河系球状星团的表达特征, 用以区分外来的和内生的星团.例:Gilmore (2004)估算有7个流提出第二参数问题的解决用到45个球状星团的测光数据15搜索过密环带法基于测光和分光（视向速度）数据在银晕中描绘天体分布目的是为了搜寻银河系晕恒星的过密区域例:L. Monaco et al.(2006) 发展了人马座矮星系流

6、的成员星团研究了矮星系流与球状星团的关系1617我们在这里引入Lynden-Bell假设在吸积过程中剥落的球状星团，其运动轨道平面基本不变运动过程中角动量基本不变运动过程中能量衰减很小运动学还原方法18在所有球状星团中搜寻可能的流近似与假设与LB2（1995）类似源于同一个母星系的球状星团具有：相同比角动量和比能量共同轨道数据基于Harris的球状星团数据总表网络版：位置，距离，视向速度150个球状星团，147个有我们需要的参数算法Hough变换，Lambert变换19具有相同比角动量、比能量的源径向能量与距离的关系图Er-r-2 （径向能量图） 在图中, 处于同一直线上的点, 具有相同的截距

7、和斜率直线的截距即比能量直线的负斜率即比角动量平方的一半因此,在同一直线附近的球状星团具有相近的比能量,比角动量应用Hough变换方法寻找直线2021Hough变换的实质将图像中N个点每次任取2个, 得到一条直线这样的直线有 条也就得到 组截距与斜率分别以斜率和截距为 x-轴,y-轴做图在斜率-截距图上相对集中的点, 在原图上就是相对靠近的直线经过处理,我们得到21条这样的直线22径向能量图示例2321组具有相同比角动量和比能量的球状星团24相同轨道的搜寻在此基础上,考虑轨道面假设,在21个组中进行第二轮筛选将球状星团所有可能的轨道法向在银道面上进行投影已知银心(轨道中心)和星团位置(轨道上一

8、点),就得到一条轨道极径围绕这条极径,有无数多种轨道面朝向轨道朝向的集合构成一个大圆弧投影在银道面上是一个大椭圆我们引入Lambert等面积投影这种图像处理方法, 即投影后的形状保持面积不变性, 在此基础上,方便比较”交点”弥散区域的大小25我们只考虑两种情况共同满足的交点:在相反方向还存在另一个交点交点位置银纬不能太高 (轨道平面不能太接近银道面)下图中左边的流得以保留；右边的流只有一个交点，并且角度太低，故淘汰。26两组球状星团的轨道极向投影图27筛选出来的8个球状星团流28轨道参数29讨论根据每个挑选出来的流的轨道投影,计算了其上的球状星团共同的轨道平面方程根据轨道能量和角动量,计算了轨

9、道的近银心距、远银心距、轨道椭率银心距小于太阳轨道的，不可信Gnedin(2006)认为轨道椭率在0.4到0.8之间,与我们的结果一致个别星团出现在两个流中30讨论SDSS观测的星团Pal-5, 出现在我们的no.8中Mackey & Gilmore (2004)所讨论的NGC7492, 7089, 6809, 5904, 出现在我们的结果的四个不同的stream中NGC6715, Ter-7, Ter-8比较确认的Sagittarius流的成员星团,在我们的结果中,它们同属于 No.6 stream31讨论比较确定的结果是no.5,6,8,9 and 10 在我们的结果中,全部星团的20%来源于5个星流Unavane et a