新研究揭示银河系厚盘形成机制

　　左图样本恒星[Mg/Fe]-[Fe/H]分布，蓝色圆点代表普通厚盘恒星，红色圆点代表厚盘中的低镁恒星。右图为样本中厚盘恒星轨道的极大银心距-偏心率分布，红色圆点代表厚盘中的低镁恒星。

　　据中国科学院国家天文台：近日，国家天文台天体丰度与星系演化研究团组邢千帆博士与赵刚研究员利用郭守敬望远镜（LAMOST）光谱巡天数据，对太阳邻域F和G型矮星的镁元素丰度进行了详细研究。首次在银河系厚盘中发现了吸积成分的存在，这些恒星具有异常偏低的镁元素丰度，并表现出较大的轨道偏心率和极大银心距，是银河系并合周围矮星系的遗迹，为富气体并合模型描述的厚盘形成机制提供了观测上的支持。该研究已在英国《皇家天文学会月刊》(MNRAS)上发表。

　　银盘中厚盘成分的发现由来已久，但厚盘的形成机制一直悬而未决。径向迁移模型提出银盘恒星会在径向发生向内或向外的迁移，在迁移过程中导致银盘增厚，从而形成厚盘；加热模型认为厚盘是由在卫星星系并合过程中被动力学加热的盘星构成；吸积模型则提出厚盘主要由内落的卫星星系构成；富气体并合模型认为富气体的并合过程导致了厚盘的形成，厚盘主要由本地形成的恒星构成，并混杂了被吸积进来的恒星。后两种模型均认为厚盘中存在从矮星系吸积而来的恒星，但它们在吸积成分所占比重上存在差别。

　　银盘中吸积成分存在与否以及其所占比重对确定厚盘的形成机制有重要意义。本研究从LAMOST光谱库中筛选出了具有自行和距离信息的F和G型矮星，按照运动学性质将样本划分为厚盘、薄盘和晕三个成分，通过分析厚盘和薄盘星的[Mg/Fe]-[Fe/H]分布探究银盘的形成和演化。结果显示利用[Mg/Fe]可以较好地区分厚盘和薄盘成分，它们之间存在一个明显的低密度区域（图1）。相较薄盘恒星，厚盘恒星具有更高的[Mg/Fe]和更低的金属丰度，表明厚盘恒星形成时间较早。厚盘中同时存在少量[Mg/Fe]异常偏低的恒星，它们偏离厚盘恒星总体的[Mg/Fe]分布趋势，与银河系近邻矮星系成员星具有相近的丰度特征。轨道参数分析结果显示低镁恒星具有较大的轨道偏心率和极大银心距，使得它们可以运行到更为远离银心的位置，暗示厚盘中的低镁恒星源自瓦解的矮星系。

　　厚盘中吸积成分的发现肯定了矮星系对厚盘形成的物质贡献，但吸积成分在厚盘中占比较小，远低于吸积模型的预期。厚盘主要由本地形成的恒星组成，并拥有少量吸积自矮星系的恒星，与富气体并合模型的预期相符。该研究进一步分析了厚盘恒星的轨道偏心率分布，与基于富气体并合模型的数值模拟结果相一致，为该模型提供了观测上的支持。

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　　据中国科学报（倪思洁）：近日，中科院国家天文台天体元素丰度与星系化学演化研究团组邢千帆博士与赵刚研究员利用郭守敬望远镜（LAMOST）光谱巡天数据，在银河系厚盘中确认了吸积成分的存在，为富气体并合模型描述的厚盘形成机制提供了观测上的支持。该研究成果发表于英国《皇家天文学会月刊》。

　　厚盘的形成是个谜

　　夏季晴朗的夜晚，仰天望去，银河横跨星空，玉带一般悬于天际，壮阔而美丽。但正所谓“只缘身在此山中”，身处银河系之中的我们，很难认清银河系的全貌。

　　与其他旋涡星系一样，银河系盘结构也被认为是一个包括薄盘和厚盘在内的结构。其中，厚盘的标高较大，由较为年老的恒星组成。

　　对银河系而言，厚盘结构的发现由来已久，但厚盘的形成机制一直悬而未决。关于厚盘的形成机制，出现了不少模型，其中最经典的有4种——径向迁移模型、加热模型、吸积模型、富气体并合模型。

　　径向迁移模型认为，银盘恒星会在径向发生向内或向外的迁移，在迁移过程中导致银盘增厚，从而形成厚盘；加热模型认为，厚盘是由矮星系并合过程中被动力学加热的盘星构成；吸积模型认为，厚盘主要由内落的矮星系构成；富气体并合模型认为，富气体的并合过程导致了厚盘的形成，厚盘主要由本地形成的恒星构成，并混杂了被吸积进来的卫星星系的恒星。

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