基于 SDSS 测光的银河系晕恒星金属丰度分布函数

我们基于 SDSS ugriz 测光数据探讨了银河系晕的恒星金属丰度分布函数。利用几个星团的观测结果校准了一组恒星等时线，并通过与宽金属丰度范围内的中分辨率光谱值进行比较进行了验证。我们估算了多次扫描的 SDSS Stripe 82 区域中单个主序星的距离和金属丰度，其日心距离范围为 5 - 8 kpc 且 $|b| > 35$ deg，发现原位测光金属丰度分布的形状与 Ryan & Norris 选取的运动学本地晕星相匹配。我们还检查了样本中高银纬恒星自行测量提供的独立运动学信息。我们发现，在银河系静止参考系中具有逆行旋转的恒星通常比具有顺行旋转的恒星金属更贫乏，这与 Carollo 等人早先的论点一致，即晕系统至少包含两个在空间上重叠但具有不同金属丰度、运动学和空间分布的成分。观测到的测光金属丰度分布和 Ryan & Norris 的分布可以用 Hartwick 的简单化学演化模型（或单高斯分布）来描述；然而，暗示性的金属丰度 - 运动学相关性与该模型的基本假设相矛盾，该假设认为银河系晕主要由单一恒星种群组成。当使用两个峰值分别在 [Fe/H] ~ -1.7 和 -2.3 的高斯分量对观测到的金属丰度分布进行解卷积时，贫金属成分占该距离范围内整个晕种群的约 20% - 35%。