基于LAMOST和Gaia DR3探測銀河系盤翹曲的進動

李 祥,楊 鵬,羅楊平

(西華師范大學 物理與天文學院,四川 南充 637009)

翹曲是許多盤星系中常見的非對稱結構[1]。例如Ann和Park[2]觀測了325個星系,發現其中的236個星系是翹曲的。作為一個典型的盤星系,銀河系同樣擁有一個翹曲的盤,從利用中性氫[3]作為示蹤劑,至塵埃[4]、分子云[5]以及不同的恒星示蹤天體[6],翹曲的形成機制一直在探索之中,而對于進動的研究將有助于對形成機制的理解。

前人研究工作中使用的觀測數據樣本,或者沒有足夠的自行測量,或者數據的精度不足。Gaia DR3[15]的最新數據提供了良好的契機去進行一些探索。紅團簇星是氦核燃燒的水平分支星,距離測量準確,在加上精確的自行數據,可以促進對翹曲進動、扭矩的了解。本文將使用自行精度更高的Gaia DR3[15]和LAMOST DR5[16]紅團簇星樣本,基于Chrobáková和López-Corredoira[14]的翹曲模型,再次計算銀河系盤翹曲的進動,對前人研究的部分結果進行檢驗。

1 數 據

1.1 數 據

本文使用的數據來自Ting等[17]提供的星表,包含175 202顆LAMOST[16]紅團簇星樣本,包括位置、自行、視向速度、距離等基本信息,其中距離的不確定度為10%。該星表被廣泛用于探索恒星質量和年齡[18]。

1.2 樣本篩選

通過與最新發布的Gaia DR3[15]巡天數據交叉匹配,使得樣本擁有精度更高的自行,Gaia DR3[15]的自行不確定度在星等G<15 mag時,為0.02～0.03 mas·yr-1;而在星等G為17、20、21 mag時,分別為0.07、0.50、1.40 mas·yr-1。

選源標準參考 Chrobáková和López-Corredoira[14]及Wang等[7]的工作。為了選取外部銀盤恒星(距離,金屬豐度),且為確保恒星參數的準確度,考慮信噪比大于20和年齡小于15 Gyr,速度的選擇標準也主要是為了關注盤星,盡量避免暈星污染。具體選擇標準包括:

(1)12 kpc

(2)S/N>20,Age<15 Gyr;

(3)[Fe/H]>-1.3 dex;

(4)3D velocities:VR=[-150,150] km·s-1,Vφ=[-50,350] km·s-1,VZ=[-150,150] km·s-1。

最終得到約23 000顆紅團簇星樣本,其R-φ/deg平面分布如圖1所示。

本次工作中恒星的三維速度(VR,Vφ,VZ)基于Galpy[19]方法得出,其中太陽的位置為R⊙=8.34 kpc[20],Z⊙=27 pc[21],太陽的本征運動(U⊙,V⊙,W⊙)=(9.58,10.52,7.01) km·s-1[22],局域靜止標準(LSR)繞銀心的圓周運動速度ΩLSR=238 km·s-1[23]。除此之外,還依次計算了銀心距(R)、垂直于銀道面高度(Z)以及方位角(φ),這些運動學參數在Wang等[24-29]的工作中有詳細描述。

2 模 型

本次工作使用的模型來自Chrobáková和López-Corredoira[14]的研究,該模型將翹曲合理地描述為一系列傾斜的環,在以銀河系為中心的柱坐標系(R,φ,Z)中建模,其在銀河系盤平面上的平均高度(Zω)為:

Zω=CωRεωsin(φ-φω)+17,

(1)

式中:以銀心距R的εω次冪表示翹曲的傾斜程度,Cω為翹曲振幅,φω為節點線的方位角,17 pc項用于補償太陽在平面上方的高度[30]。

最后模型中恒星的垂直速度表達式為:

VZ(R,φ)=Cω,0RεωKsin(φ-φω,0)-Cω,0Rεωβcos(φ-φω,0)+Cω,0Rεω-1cos(φ-φω,0)Vφ,

(2)

式中:Cω、εω、φω為自由參數,為了擬合數據,本次工作選擇Chrobáková等[31]的結果:

使用馬爾可夫鏈蒙特卡洛方法(MCMC)[32]獲得最佳擬合值,得到收斂參數時,MCMC大小為50×2×10 000,步長為50?；贛CMC擬合的每個參數的最佳擬合值將在下一節中展示。

3 結 果

3.1 進動與振幅可能存在關聯

圖2展示了4個不同翹曲模型的最大振幅值,其中Yusifov[33]的模型基于脈沖星,Chen等[34]的樣本為造父變星,Cheng等[13]采用APOGEE樣本,Chrobáková和López-Corredoira[14]的樣本為 Gaia DR2[12]具有視向速度的紅團簇星樣本。值得注意的是,Poggio等[11]所用模型與Chen等[34]的一般形式相同。不同工作采用不同的樣本和模型,從而導致高度變化的不同。從圖2可以看出,Chrobáková和López-Corredoira[14]的模型中振動幅度也遠小于Chen等[34]的模型,由此通過比較不同翹曲模型的翹曲進動值,發現振幅越大,進動越大,翹曲的進動與模型中振動幅度可能存在關聯。

3.2 翹曲進動值的計算

為了驗證模型擬合的結果,將模型預測的垂直速度與觀測數據進行比較。圖4展示了通過模型參數(K,β)獲得的模擬數據與觀測數據在X-Y平面的分布,圖4(a)為觀測數據,圖4(b)為采用非進動翹曲(Non-precession warp)模型,即模型中視進動為0(K=0 km·s-1·kpc-1,β=0 km·s-1·kpc-1)時給出的模擬數據,圖4(c)為最佳擬合結果。從圖4中可以看出,觀測數據與最佳擬合結果所得模擬數據雖然有一點差異,但因為造成垂直運動的可能機制有很多,所以定性匹配是可以接受的。

一維分布如圖5所示,圖5(a)展示了垂直速度作為銀心距的函數,圖5(b)展示了殘差。從圖5中可以看出,最佳擬合結果能夠匹配觀測數據的總體趨勢。

4 結 論

基于具有高精度自行的Gaia DR3和LAMOST紅團簇星樣本,并應用了一個基于Gaia DR2數據研究結果的翹曲模型對銀河系盤翹曲的進動進行了量化分析。通過比較不同翹曲模型的翹曲進動值,發現翹曲的進動與模型中振動幅度可能存在關聯。使用Chrobáková和López-Corredoira[14]的翹曲模型計算了翹曲的進動,得到翹曲進動的最佳擬合值β= 4.32 ± 0.8 km·s-1·kpc-1。本文是探索銀河系盤翹曲的一部分工作,未來將進一步利用更精確的數據、更完備的模型,繼續努力理解翹曲,期待未來會有更多的工作展示。