M31 中的元素丰度：内恒星晕的性质

我们给出了 M31 恒星晕（包括其巨恒星流 GSS）中 128 颗独立红巨星分支（RGB）恒星的 [Fe/H] 和 [$\alpha$/Fe] 测量值，该结果通过对低分辨率与中分辨率 Keck/DEIMOS 光谱（分辨率 $R \sim 3000$ 与 6000）进行谱合成得到。我们观测了 M31 恒星晕中的四个天区（投影半径分别为 9、18、23 和 31 kpc），以及 GSS 中的两个天区（33 kpc）。结合已有文献测量，我们将 [Fe/H] 和 [$\alpha$/Fe] 的测量样本量从 101 增至总共 229 颗 M31 RGB 恒星。基于此样本，我们研究了 M31 内晕的化学丰度性质，得到 $\langle$[Fe/H]$\rangle$ = $-$1.08 $\pm$ 0.04 与 $\langle$[$\alpha$/Fe]$\rangle$ = 0.40 $\pm$ 0.03。在 8–34 kpc 范围内，内晕具有陡峭的 [Fe/H] 梯度（$-$0.025 $\pm$ 0.002 dex kpc$^{-1}$）和可忽略的 [$\alpha$/Fe] 梯度，其中内晕中的子结构在给定的投影距离上系统性地比晕的光滑组分更富金属。尽管内恒星晕的化学丰度与现今 M31 的矮椭球（dSph）卫星星系总体上不一致，我们仍识别出 22 颗运动学上与恒星晕光滑组分成协的 RGB 恒星，其化学丰度模式类似于 M31 的 dSph。我们讨论了 M31 晕的形成情景，认为这些类 dSph 恒星可能来自恒星质量与恒星形成历史相似的星系，或来自恒星质量更高而恒星形成效率相似的星系的吸积。