LAMOST/银河系研究计划胡景耀 1 姜碧沩 2

1 中科院国家天文台2 北京师范大学天文系

2004/08 ，长白山

LAMOST

VS

银河系

前言 宇宙大尺度结构巡天的成功测量了基本的宇宙学参数

– SDSS– 高红移超新星的搜寻– HST cosmological Key Projects– WMAP

转移的兴趣－－星系的形成 需要仔细了解的问题

– 星系的运动学、动力学和化学演化– 宇宙中第一代恒星形成的机制和影响– 元素生产地的性质和演化

研究银河系的意义 宇宙早期的星系形成的许多基本问题的

解决都可以从我们银河系中恒星的运动和化学组成得到线索和检验

大量恒星的 6 维相空间参数的测定，研究银河系的结构和运动学

恒星光谱不仅提供视向速度的信息，还提供每个恒星的化学丰度的信息

近场宇宙学 远场宇宙学

– 以高红移星系（即离我们很远的天体）为探针研究宇宙的结构以及早期和演化

近场宇宙学– 以银河系及其中的天体为探针研究宇宙学– 不同时标的化石

• 银河系中最老的恒星与最遥远星系标志的时间是近似的• 近场宇宙学提供的动力学时标，～ (G)-1/2 ，对于 100kpc

的尺度，这意味着几个 Ga ，因此，在较大的尺度上，我们可以期望发现与银河系并合的小动力学系统的痕迹

– 目标：把单个恒星与原始云联系起来、对应起来

Freeman and Hawthorn ， 2002 ， ARAA

LAMOST 研究银河系的最好工具之一

口径大： 4m 视场大： 5 (Large Area) 光纤多： 4000 (Multi-Object) 光谱观测 (Spectroscopy)

与其它课题的共生性 需要增加的仪器与经费

– 原定的低色散光谱仪只要增加 32 块（蓝区16 块、红区 16 块） VPH 光栅

– 几十万人民币 观测时间

– 计划完成北天视星等亮于 16 等的所有恒星的光谱观测，可以在有月夜完成

– 不侵占其它课题的时间

技术和巡天模式 模式一：

– V≤16，全天光谱巡天模式– 要求

• ∆Vr : ≤2km/s• ∆[Fe/H] : ≤0.2dex• ∆[/H] : ≤0.2dex• ∆Teff : ≤100K• ∆log g : ≤0.2dex

– 光谱• 红区（ 8300 － 8800Å ），分辨率 R ～ 10000• 蓝区（ 3800 － 5000Å ），分辨率 R ～ 4000

Dispersion as function of wavelength

7

8

9

10

11

12

13

14

15

4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000 8500 9000

Wavelength (A)

Dis

per

sion

(A

/mm

)

blue

red

8000.0 47.05 13.79183 0.331004 1.296 6172.22 -24.408100.0 48.68 13.36669 0.320801 1.296 6249.38 -16.998200.0 50.35 12.91613 0.309987 1.296 6326.53 -9.368300.0 52.09 12.43739 0.298497 1.296 6403.68 -1.478400.0 53.90 11.92707 0.28625 1.296 6480.83 6.748500.0 55.79 11.38093 0.273142 1.296 6557.99 15.338600.0 57.78 10.79352 0.259045 1.296 6635.14 24.40

(A) A/mm A/Pixel (A) R X (mm)

• 为了提高分辨率，在光纤的输出端将加加一 1/2光纤直径的狭缝，此时输出端光照是均匀的，损失约有 38％

红端取 CaII 的三重线，它受大气影响小，对金属丰度敏感，且波长长，则分辨率 R~λ/∆ λ 高

– 蓝区与 MK 分类的经典区域重合，可以很好地利用 Morgan 和 Keenan 判据

– V≤16的全天光谱巡天与 LAMOST的其它课题不会冲突

• 有月夜难以观测暗于 18.5等的对象

Liu,Y., Zhou, X. et al 2003, PASP

20分钟积分对于不同星等能够达到的信噪

V(mag) S/N

（低限）

16 20

15 35

14 50

V b=0 10 20 30 60 90

12 56 55 46 35 17 14

13 188 165 122 86 40 33

14 510 414 281 190 84 69

15 1274 966 604 390 161 129

16 3055 2143 1227 750 287 222

17 6950 4446 2306 1330 471 357

不同银纬处的恒星密度

LAMOST 在 20平方度内有 4000根光纤，即 200 根 /平方度，所以除了银极区域，我们都有足够的可以观测的对象。

观测时间的估算 兴隆光谱可观测夜： ~250有月夜： 1/2每次积分 20min，光纤定位 10min，每轮

30min，平均每夜 8hour，可工作 16轮光纤可用效率 90％，即 3600根每年可完成 36002500.516=7.2106

北天 V≤16恒星数量约为 2.5107，需要的时间为 ~3.5a

模式二： 选区观测 V≤20 仪器配置

– 采用 LAMOST低色散光谱仪– 蓝区： 3700 － 5900Å– 红区： 5700 － 9000Å– 同样采用 1/2输出狭缝

天区的选择– 待定，可能主要会集中在低银纬区（ SEGUE目指高银纬区）

根据 SEGUE，若 S/N>20，则• ∆Vr : ≤15km/s• ∆[Fe/H] : ≤0.3dex• ∆Teff : ≤200K ∆， log g : ≤0.4dex

模式的选取

银河系不同结构的探

针

科学目标（ 1 ） 银河系不同成分的特征研究

– 银道面的“张开”和挠曲– 不同成分的参数– 估计银河系的质量

科学目标（ 2 ） 银河系的形成历史：“呑噬”过程的回放

– 星流的搜寻： SDSS根据运动学、化学丰度等成功地找到了人马座星流

科学目标（ 3 ） 银河系的化学演化

– 已经找到的最贫金属恒星为 HE0107-5240 ，[Fe/H]=-5.3

– 在 V≤16的恒星中，预期可以找到• [Fe/H] ≤ － 3 的恒星数千颗• [Fe/H] ≤ － 4 的恒星数百颗

– 它们的空间分布与早期超新星的关系

科学目标（ 4 ）暗物质的成团性和银河系的引力势

科学目标（ 5 ） ISM

– 高银纬云 HLCs （ High Latitude Clouds ）• AV ， CaII 的吸收

– 低银纬的消光• AV 的结构

– 不同方向、不同距离的值，具有实用意义• 消光规律的变化

– R AV/E(B-V) 的变化– 消光随波长的改变 Aλ

科学目标（ 6 ）特殊天体

国际上类似的计划－合作与竞争 RAVE （咆哮）

– 南天– 经费还未落实

SEGUE （继续）– Sloan Extension for Galactic Underpinnings （基础，支柱） and Evolution

– 在 SDSS明年完成后，将大规模地开始 SEGUE ，设备不变，经费 US$10M

– 3000平方度，低银纬天区的测光， 250 ， 000颗恒星的光谱， 200 个不同方向的天区

– 目标• 银晕的子结构，即并和的遗迹• 恒星形成区• 银河系的卫星星系• 薄盘和厚盘的信息• 银河系的挠曲和“开放”• ISM 的三维结构

AAomega– AAT 3.9m– FOV ： 2– 光纤数： 400– 光谱范围： 3700 － 9500Å– 谱分辨率： 1300 － 8000– 极限星等： B ＝ 22.0 （ seeing 1“）– 科学目标

• 类太阳矮星至 10kpc，巨星至 150kpc

GAIA （盖亚，大地女神）– Galactic Astrometric Interferometer Array

GAIA 之后， LAMOST 还能做什么？

下一步工作的建议 完成建议书输入星表的讨论选区、选源的讨论 Vr 测量的试观测 [Fe/H] ， [/Fe] 测量的试观测 组织落实，经费落实