A Short Scale Length for the α-Enriched Thick Disk of the Milky Way: Evidence from Low-Latitude SEGUE Data


Cheng, Rockost, Morrison, Lee, Beers, Bizyaev, Harding, Malanushenko, Oravetz, Pan
2012 ApJ 752, 51 - 62



　アブストラクト　

　SEGUE = Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration によって観測された、 R = 6 - 16 kpc, |Z| = 0.15 - 1.5 kpc の 5620 星 の [α/Fe] を調べた。その結果、高 α 厚い円盤種族は短いスケ ール長 1.8 kpc を有すことが判った。内側円盤中での高 α 星の比率は ｜Z| 大領域で増加する。高 α 星は低 α 星と較べ回転速度が小 さい。 　反対に外側円盤では高 α 星の比率は全ての |Z| で低く、高 α 星と低 α 星は |Z| < 1.5 kpc では同じ回転速度を持つ。この結果は 高 α 星は内側円盤と外側円盤とで異なる形成作用を経てきたことを示す。 内側円盤の高 α 星は短いスケール長と大きなスケール高を有す。これは 厚い円盤は初期のガスに富んだ降着期に形成されたというシナリオに合う。外 側円盤の高い Z を持つ星はマイナーマージャーの加熱によりそこに運ばれたの であろう。R と |Z| の大きな領域に高 α 星がないことは渦状腕による 移行（migration) に制限をつける。


図１．｜Z| で切り分けた [α/Fe] - Rgc 関係。点の色分けは [Fe/H} を 示す。どの |Z| でも高 [α/Fe] 星は Rgc < 10 kpc に閉じ込められ ている。


図２．左上：Bensby05 の太陽近傍星。赤＝薄い円盤星。青＝厚い円盤星。 右上：SEGUE 星全体。点線＝高α 星と低α 星の境界。 下の４つ： R と｜Z| で分けた４領域の図。赤字＝低α 星の比率と実数。 青字＝高α 星の比率と実数。R < 10 kpc では分布の形は太陽近傍 と似る。高Zで青＝高α 星の比率が高くなる。R > 10 kpc では 高α 星の比率はどちらの Z でも低い。


図３．４つの |Z| スライスでの [Fe/H] - Rgc 関係。 左＝全サンプル。 中＝低α 星。右＝高α 星。直線フィットも示す。 低α 星の勾配は |Z| が上がると小さくなる。 高α 星の勾配は |Z| に関係なく平坦。


図６．スケール長のベストフィット。青模様＝高α 星と低α 星 比率の Rgc と |Z| による変化を拘束条件として決めた reduced χ2 分布。薄黄線＝ Juric et al. (2008) の全恒星密度からの拘束。赤十字＝二つの条件を考慮して得た我々のベスト解。 Lthin = 3.4+2.8-0.9 kpc. Lthick = 1.8+2.1-0.5 kpc. 赤破線＝ 68 % コントア。緑十字＝ Juric et al. (2008) 。 赤十字＝ Bensby et al. (2011) 。


図７．青四角＝高α 星と赤四角＝低α 星の比率の Rgc による変化。 ピンク点線＝モデルの低α 星の比率の予想。 青実線＝モデルの高α 星の比率の予想。 下から上に |Z| 区分。左＝ Juric et al. (2008) 。 モデル。Lthin = 2.6 kpc, Lthick = 3.6 kpc. 中＝ Bensby et al. (2011) 。 モデル。Lthin = 3.8 kpc, Lthick = 2.0 kpc. 下＝今回のモデル。 Lthin = 3.4 kpc, Lthick = 1.8 kpc.
我々のモデルは Besby11 とは合うが、Juric08 とは合わない。

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．


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