寻找银河系中的移动星群

移动星群是有着相似的运动速度的一群恒星,因此移动星群中的恒星很可能是几乎同一时间在同一片气体云中诞生的。随着时间流逝,这些恒星会逐渐消散。虽然早在1869年就在太阳邻近区域发现了两个明显的移动星群[1],然而移动星群这个概念首先却是在20世纪60年代由美国天文学家艾根(Olin J. Eggen)提出的。自那以后,天文学家们对移动星群产生了浓厚的兴趣。20世纪90年代中期,欧洲航天局的依巴谷卫星发布了高精度的天体测量数据,移动星群的研究进入了一个新时代,陆续发现了一大批新的移动星群和亚结构的候选体。我们用核估计和小波分析方法,在太阳邻近区域证认出了22个移动星群的候选体[2],其中11个是先前从未报道过的。

探测移动星群的方法很多,例如用SEM算法将恒星在三维速度空间的分布分解为多个高斯分布[3],每一个高斯分布代表一个移动星群;用核估计和无参量方法在三维速度空间寻找移动星群[4];用最大可能性方法来探测速度空间的亚结构[5];在恒星角动量和离心率空间内寻找亚结构[6];在(V,(U2+2V2)1/2)空间内利用二维连续小波变换技术寻找亚结构[7][8]。不同的方法寻找移动星群的效果不同,好的方法可以探测到更多、更可靠的移动星群,例如 Famaey 等人2005年用最大可能性方法在6000多颗巨星样本中探测到了3个独立的移动星群[5],后来他们用小波分析技术对同一样本进行了处理,发现了4个独立的移动星群[9]。因此探测方法对寻找移动星群至关重要。

Moving Groups

我们寻找移动星群采用了两个分别由14000多颗矮星和6000多颗巨星组成的样本。因为在银河系中,矮星的数目要远远多于巨星,因此对两类不同恒星组成的样本分别进行探测,可以避免一些巨星样本中的小结构不会被淹没。探测过程大致如下:首先在(U,V)空间用核函数来测量样本的概率密度分布函数,这里我们采用了径向基核函数,并仔细选取了平滑因子[10]。得到概率密度函数后,对它做二维连续小波变换,计算每一尺度的小波系数,然后选取一个合适的尺度寻找亚结构,并估计亚结构的可信度。可信度的估计考虑了误差以及选择效应的影响,采用了蒙特卡洛方法得到每一个亚结构候选体的可信因子。最后对于在矮星样本中发现的亚结构,计算其金属丰度以及Zmax的平均值和弥散值。我们发现,巨星和矮星样本取得的结果较一致,并且巨星的样本比矮星具有更丰富的结构。在我们发现的22个亚结构中,6个是已经广为天文学家所熟知的Hercules流、Sirun-UMa流、Caster流、Hyades流、Pleiades流和IC2391流,另外5个也已经在其它文献中报导过,另外有11个作为新发现的移动星群候选体,在其它文献中没有报导过,但是在我们的工作中表现出很明显的结构。

参见

参考文献

  • [1] Proctor, R. A., 1869, Proceedings of the Royal Society of London, 18, 169.
  • [2] Zhao, J.K., Zhao, G., Chen, Y.Q., 2009, ApJ, 692, L113.
  • [3] Gomez A. E., Delhaye J., Grenier S. et al., 1990, A&A, 236, 95.
  • [4] Chen B., Asiain R., Figueras F., Torra J., 1997, A&A, 318, 29.
  • [5] Famaey B., Jorissen A., Luri X., et al., 2005, A&A, 430, 165.
  • [6] Helmi A., White S.D.M., de Zeeuw P.T., Zhao H., 1999, Nature, 402, 53.
  • [7] Arifyanto, M. I., Fuchs, B., 2006, A&A, 449, 533.
  • [8] Klement, R., Fuchs, B., Rix, H.-W., 2008, ApJ, 685, 261.
  • [9] Famaey, B., Pont, F., Luri, X. et al., 2007, A&A, 461, 957.
  • [10] Asiain, R., Figueras, F., Torra, J., 1999, A&A, 350, 434.