A First Constraint on the Thick Disk Scale Length: Differential Radial Abundances in K Giants at Galactocentric Radiii 4, 8, and 12 kpc


Bensby, Alves-Brito, Oey, Yong, Melendez
2011 ApJL 735, L46 - L51



　アブストラクト　

　マゼラン望遠鏡搭載の MIKE 分光器を使い、外側円盤 Rgc = 9 - 13 kpc の 20 赤色巨星を観測した。比較用に内側円盤と太陽近傍の星も観測した。Rgc が 10 kpc を超える星では太陽近傍の薄い円盤星と同じ組成パターンしか見出 さなかった。それは銀河面から高く離れても変わらない。我々の結果は、厚い 円盤と薄い円盤の相対密度比が太陽近傍とは遥かに異なることを示す。 　厚い円盤のスケール長は薄い円盤よりずっと短い。我々は厚い 円盤のスケール長を初めて測り、 Lthin = 3.8 kpc を仮定して、 Lthick = 2.0 kpc を得た。厚い円盤には年齢、メタル量、組成 の動径勾配がないが、我々は動径移行 (radial migration) がその原因では なかろうか。そしてそれは、厚い円盤とバルジの低メタル成分を繋ぐだろう。


図１．左：サンプルの上段＝X-Z, 下段＝ X-Y 位置。黒丸＝外側円盤星。白丸 ＝ 内側円盤星。上段の点線＝厚い円盤、薄い円盤のスケール高、スケール長、 近傍密度 Juric et al. (2008) を使って定めた 薄い円盤の星密度＝厚い円盤の星密度。 右： 内側円盤と外側円盤のToomre diagram.


図２．上段＝Mg, 中段＝Si, 下段＝Ti の変化。左＝内側円盤。中＝太陽近傍。 青丸＝薄い円盤星。赤星＝厚い円盤星。 右＝外側円盤。赤線と青線は太陽近傍星に対するもの。


図３．メタル量分布。上＝内側円盤。赤線＝[Mg/Fe] > 0.2 の星。青線＝[Mg/Fe] < 0.2 の星。 下：外側円盤。

図４．上段： [α/Fe] - Rgc 図。下段：二つの種族の密度が等しくなる線。




図．


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et al. () 先頭へ