太阳系临近区域的银盘运动状态

摘 要 2006年GCS星表的公布，其中提供了大量高精度的年龄和金属丰度数据。使得对银河系随时间和金属丰度的演化的分析更加直接和准确。针对薄盘内的F、G型星，盘加热随时间的演化不断加强，但和其金属丰度并不相关。相反的，散射过程的相对大小则随金属丰度的增加而增加，与恒星年龄不相关。

关键词 星表；太阳临近区域；银河系；运动学和动力学；银河系

中图分类号P1 文献标识码A 文章编号 1674-6708（2014）118-0148-02

0 引言

关于银河系各种参数的求解（太阳本动和奥尔特系数等），已经有几十年历史。早期，由于距离资料较少，人们在求解银河系参数时，往往会选择特殊的样本星，如造父变星，疏散星团等。自从依巴谷星表正式公布以来，太阳临近区域内天体的高精度三维位置就更加容易获得。

Dehnen和Binney（1998）利用依巴谷星表，结合二维的运动学方程，依靠切向速度求解了各种运动学参数。并建立了各种运动学参数和速度弥散之间的关系。他们的研究发现太阳本动和构成本地静止坐标的星的年龄是存在相关关系的。Aumer、Schöich等人在随后的研究中，均采用了类似的分析方法，即用色指数和速度弥散分别作为自变量对运动学参数的变化进行分析，发现银河系的金属分布梯度和银河系运动存在一定的相关关系。

由于巨星光度较高，观测资料比较丰富，早期人们对K-M巨星的运动学分析也相应较多，如Miyamoto等（1993）曾使用上万颗K-M巨星的资料进行过计算，Famaey等（2005）也对太阳临近区域内的K-M型巨星进行了整理和运动学分析。相比较而言，人们对G、F型星的分析则相对较少。

2006年，Nordström等人发布了The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighborhood （GCS）星表，星表不仅计算了太阳邻近区域F、G型星的光度距离，同时还提供了大量的年龄和金属丰度资料，为银河系的结构与演化的分析提供了更多可能性。

2 数据整理

本文以GCS星表为基础，首先对其数据进行修正和补充，然后选出样本星，作进一步的分析。GCS星表中本身提供了光度距离，利用视星等（）和绝对星等（）间的关系推出距离（），关系如下：

其中是指星际消光。视星等是我们可以观测到的，然而绝对星等和星际消光则不然，目前这两个量都只能通过光谱进行确定。然而这种方法所得到的距离，很大程度上依赖于对绝对星等和星际消光进行估算的模型。

相比较而言，目前所有距离资料中，精度最好的依然是依巴谷星表所提供的三角视差距离。三角视差距离原理比较简单，不依赖于复杂的物理模型。早期三角视察测距最大的问题是望远镜对恒星的位置观测精度不高，依巴谷卫星很大程度上解决了这个问题。目前，距离太阳3kpc以内的依巴谷三角视差距离，都是相对可靠的。

要想将GCS中的距离替换为三角视差距离，就需要使用交叉认证（cross-identification）。交叉认证是指，由于观测位置误差通常远远小于星表在天球分布的平均角距离，所以，我们可以设定一个角距离（目前通常选取1 — 3arcsec），两张不同星表中天球坐标之差在这个角距离范围内的，我们就认为是同一颗星。本文设定同一颗星的角距离差的上限是1arcsec，由此我们认证出GCS星表和依巴谷星表中的共同星，有11，385颗。

我们知道，银河系的薄盘和厚盘运动状态并不完全相同，太阳系是位于银河系薄盘中，所以太阳系临近区域的银盘主要是指薄盘。由于我们主要想分析的是薄盘的运动状态，所以需要将这11，385颗共同星中的薄盘星选出来。Schöich和Binney（2009） 年龄普遍小于6.5Gyr，而厚盘星则普遍大于7Gyr。因此，当我们将样本选取的年龄上限设置为6.5Gyr时，可以很大程度上保留薄盘星而剔除厚盘星。我们的样本星整体共有9，208颗星。

样本星在银道坐标系中的分布

3 运动学分析

在天文学中﹐速度弥散度是用来描述恒星系统中，恒星速度与形心速度偏离的程度。也可以用来衡量恒星系统中随机运动的水平。

我们首先把样本星以1Gyr为年龄区间进行分组，将1.5-6.5Gyr分为五组，然后分别计算了这五个区间内的速度弥散度，如图

速度弥散度随时间的演化

可以看出，速度弥散度整体随着年龄增大而增大，说明随着时间的推移，恒星的随机运动水平逐渐增加，银盘被逐渐加热。同时，银盘旋转方向的速度弥散整体是三个方向内最大的，并且和年龄存在线性相关的关系，这点与Jenkins（1992）所提出的概念相吻合，即散射过程（scattering processes）会导致盘内恒星的随机运动随年龄稳定增加。

同时我们将样本按照金属丰度分为6组，对应的金属丰度区间分别为

速度弥散度随金属丰度的变化

与年龄分组不同，速度弥散度并没有整体随金属丰度梯度变化的趋势，可见盘加热和金属分布梯度并不相关。导致金属分布梯度产生的原因，并不会引起明显的盘加热现象。

随时间的演化（左），随金属丰度的变化（右）

分别用表示沿银盘旋转方向、银心指向太阳方向和垂直银盘方向的速度弥散度，可以用来衡量散射过程相对悬臂结构（spiral structure） 对盘加热的影响大小。从上图我们可以看出随年龄并没有系统性的变化，可见散射过程在薄盘内，并不会随时间而加剧。然而，我们却发现随金属丰度梯度的增加有一个稳定的增长。这说明对薄盘内的F、G型星而言，金属丰度和受到散射过程影响的程度相关，散射过程对金属丰度较高的F、G型星作用更强。

4 结论

盘加热一般是两个因素作用的结果：1.散射过程（scattering processes）2.悬臂结构（spiral structure）。我们通常可以用速度弥散度来衡量盘加热效应的强度，用（银盘旋转方向速度弥散度和垂直银盘方向速度弥散度的比例）来衡量散射过程的相对强弱程度。

本文首先选取了薄盘内的F、G型星作为样本星，进而，分别按年龄和金属丰度对样本星进行了分组。通过分组，我们发现盘加热（disk heating）随时间的推移不断增强，然而散射过程对盘加热的贡献比例并没有增加。相反的，盘加热虽然不受恒星金属丰度的影响，然而散射过程对金属丰度高的F、G型星作用更强。

Dehnen和Binney（1998）以主序星为样本，计算得，而我们所有分组中的基本均小于这个值，可见早型星的普遍比晚型星的要大，这说明散射过程对早型星的影响也要普遍偏大。

参考文献

[1]Dehnen W.，Binney J.J.，MNRAS，1998，298，387.

[2]Aumer M.，Binney J.J.MNRAS，2009，397， 1286.

[3]ESA The Hipparcos and Tycho Catalogues，ESA SP-1200 1997.

[4]Miyamoto M.，S ma M. AJ，1993，105，691.

[5]Famaey B.，Jorissen A.，Luri X.，Mayor M.，Udry S.，Dejonghe H.，Turon C.A&A，2005，430，165.

[6]Nordstr m B.，Mayor M.，Andersen J.，et al.2004，A&A，419，989.

[7]Jenkins A.MNRAS，1992，257，620.