银河系球状星团和潮汐流

高爽北京师范大学天文学系sgao@mail.bnu.edu.cn

合作者：姜碧沩 赵永恒

大纲1. 介绍

1. 球状星团的性质2. 早期星流搜寻3. 潮汐流的发现

2. 可能的球状星团流1. Lynden-bell 的假设2. 我们的方法和结果3. 讨论

3. 计划

HB morphology

HB Type 的定义

B: Number of Blue end stars in HB

R: Red

V: Variable RR Lyrae stars

RVB

RBtypeHB

B+V+R ：水平分支所有恒星的数目 HB type [-1,+1]∈

HB 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

1962, Eggen ， 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 :

1. 球状星团的轨道能量和偏心率， 随金属丰度的减少而增加 ;

2. 轨道角动量， 随金属丰度的减少而减小 ;

3. 球状星团和分子云的质量函数有相同的指数率

1977 ， 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

种吸积并合事件可能有数十次。

ELS 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

SZ 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

1988 ， 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 (simulation): 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 .

Sagittarius 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

大纲1. 介绍

1. 球状星团的性质2. 早期星流搜寻3. 潮汐流的发现

2. 可能的球状星团流1. Lynden-bell 的假设2. 我们的方法和结果3. 讨论

3. 计划

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

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

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的

成员星团 研究了矮星系流与球状星团的关系

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

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

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

2 2 21 1

2 2r rE v E h r

Hough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

2NC

2NC

径向能量图示例

21组具有相同比角动量和比能量的球状星团

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

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。

两组球状星团的轨道极向投影图

筛选出来的 8 个球状星团流

轨道参数

讨论1. 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2. 根据轨道能量和角动量 , 计算了轨道的近银

心距、远银心距、轨道椭率1. 银心距小于太阳轨道的，不可信2. Gnedin(2006) 认为轨道椭率在 0.4 到 0.8 之间 , 与我

们的结果一致

3. 个别星团出现在两个流中

讨论4. SDSS 观测的星团 Pal-5, 出现在我们的 no.8

中

4. 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

5. 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 stream

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 al. (1996) 认为并和事件≤ 6 次 van den Bergh (2000) 认为并和时间在 3 到 7 次之

间

计划 结合自行数据 , 对银晕中的恒星进行六维相位置描述 , 做出运动学还原 , 提供并合事件的候选体

轨道平面得以确定，但是轨道朝向未知

将这一方法应用于河外星系球状星团

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