恒星化学丰度分析
恒星的化学元素丰度分析是探索恒星、银河系、乃至宇宙演化的基本途径之一。通过观测获得的恒星光谱，确定其化学丰度，结合年龄和运动学信息，得到银河系不同星族恒星的空间分布、化学丰度模式和运动学特征，不仅可以有效地追踪银河系的化学演化历史、检验核合成理论，而且可以改进现有的星系形成与演化理论和宇宙学模型。天体元素丰度与星系演化团组在这一领域的研究工作主要有以下四个方面。
通过恒星的高分辨率光谱不仅可以准确测量谱线的线心位置，而且能精细地分析谱线的轮廓。利用高分辨率光谱，我们能够细致地对恒星的物理和化学性质开展研究，如化学组成、元素丰度、有效温度、表面重力、运动和磁场等。
恒星的视向速度可通过测量高分辨率光谱的谱线移动得到，一般我们选择Hα、Hβ、Hγ、Fe I等没有混合、谱线轮廓清晰的吸收线来测量谱线线心的移动，计算得到平均视向速度。利用恒星的视向速度我们能够研究恒星的空间运动，如寻找银河系中的超高速星，研究恒星是否存在于多天体系统中等。
恒星的化学组成及元素丰度是高分辨率光谱分析能够提供的最重要的信息之一。[1]在测量元素丰度之前，首先我们需要先测定恒星的大气参数，即有效温度 Teff 、表面重力 logg 、金属丰度 [Fe/H] 和微观湍流速度ξ。一般有效温度主要通过测光和光谱两种方法确定。测光方法是利用色指数和温度的经验关系来确定有效温度；光谱方法是通过拟合 Hα 、 Hβ 、 Hγ线翼确定有效温度；另外，还可以利用激发态平衡方法确定有效温度。表面重力通常利用等年龄线或者电离平衡法来测定。微观湍流速度则通过要求丰度不随等值宽度的大小而改变来确定。 Fe I 和 Fe II 线给出一致的铁丰度作为金属丰度 [Fe/H] 的值。得到恒星的大气参数之后，就可以利用光谱分析方法来测定恒星的元素丰度，主要有两种方法。对于非饱和、无混合的清晰谱线，可以先测定谱线的等值宽度，假设满足局部热动平衡 (LTE) ，建立大气模型，基于谱线的准确的原子参数，求解辐射转移方程，并计算曲线的生长曲线，通过使模型计算的理论等值宽度与观测结果匹配而得到元素丰度；对于混合的谱线，或者受非局部热动平衡 (NLTE) 影响的曲线，则可以通过考虑混合谱线的贡献，或者利用NLTE模型来拟合谱线的轮廓来计算元素丰度。
LAMOST 是我国大科学装置，它配备 4000 根光纤，具有 20 平方度的大视场，是目前世界上光谱获取率最高的望远镜。利用 LAMOST 光谱巡天提供的海量数据，我们可以开展移动星群的搜寻、银河系运动学亚结构的探测、特殊恒星（如白矮星）的研究。
移动星群是有着相似运动速度的恒星集团，因此移动星群中的恒星很可能是几乎同一时间在同一片气体云中诞生的。随着时间流逝，这些恒星会逐渐消散。虽然早在 1869 年就在太阳邻近区域发现了两个明显的移动星群[2]，然而移动星群这个概念首先却是在20世纪60年代由美国天文学家埃根 (Olin J. Eggen) 提出的。自那以后，天文学家们对移动星群产生了浓厚的兴趣。20世纪90年代中期，欧洲航天局的依巴谷卫星发布了高精度的天体测量数据，并陆续发现了一大批新的移动星群和亚结构的候选体，由此，移动星群的研究进入了一个新时代。1999年， Helmi 等人[3]利用一些贫金属星样本在太阳邻域发现了一个晕流。2008年， Klement 等人[4]利用 RAVE 数据发现了至少4个“团块”；2009年， Klement 等人[5]利用 SDSS 的 DR7 数据在太阳邻域发现了两个晕流。 Zhao 等人利用核估计和小波分析方法，在太阳邻近区域证认出了22个移动星群的候选体[6]，其中11个是先前从未发现过的。探测移动星群的方法很多，例如用 SEM 算法将恒星在三维速度空间的分布分解为多个高斯分布[7]，每一个高斯分布代表一个移动星群；用核估计和无参量方法在三维速度空间寻找移动星群[8]；用最大可能性方法来探测速度空间的亚结构[9]；在角动量空间内寻找亚结构[3]；在 (V,(U2+2V2)1/2) 空间内利用二维连续小波变换技术寻找亚结构[4][10]。不同的方法寻找移动星群的效果不同，好的方法可以探测到更多、更可靠的移动星群，例如 Famaey 等人2005年用最大可能性方法在6000多颗巨星样本中探测到了3个独立的移动星群[9]，后来他们用小波分析技术对同一样本进行了处理，发现了4个独立的移动星群[11]。因此探测方法对寻找移动星群至关重要。
目前已经发现的移动星群，属于晕的有15个，属于薄盘的有20多个，只有4个属于厚盘。因此在银河系的厚盘，移动星群的探测还有很大的空间。 LAMOST[12]有4000根光纤，将获取数百万恒星光谱。在这些光谱中，有相当数量的恒星属于厚盘。我们计划先根据运动学和化学特征选出一批厚盘样本，结合自行信息，利用测光距离，计算恒星的三维空间速度，结合恒星的位置，计算角动量和离心率，寻找相空间中的团块，寻找厚盘中的移动星群。
研究移动星群的起源对理解银河系的形成有重要的意义。移动星群，有的来自星团的蒸发，有的来自于银河系的漩涡结构，还有的来自于矮星系的残骸。有一些移动星群，它们的起源目前仍然存在争议，需要结合运动学和化学信息来综合分析。 LAMOST 可以提供数百万恒星的视向速度和金属丰度，这对分析移动星群的形成提供了可靠的数据。
图1
质量范围在0.07—8 M⊙的恒星，其演化的最终产物是白矮星。银河系中超过95%的恒星最终都会演化为白矮星，因此白矮星是恒星演化的代表性产物。白矮星的内部已经停止了核反应，因此也被称为“死亡恒星”。白矮星的演化是一个不断冷却的过程[13][14]，其光度函数可以用来限定银盘[15]，球状星团以及银晕的年龄。
由于白矮星相对比较暗，光谱获得比较困难。1999年， Mccook & Sion 发布了2249颗光谱证认的白矮星样本[16]，这在当时是最大的白矮星样本。由于光谱分辨率比较低，这个样本只提供了分类信息。 SDSS 数字巡天大大提高了光谱证认的白矮星数量，2013年， Kleinman 等人在SDSS的DR7数据中提供了一个 19712 颗白矮星的[17]样本，并且对于其中的 12843 颗DA白矮星、 923 颗DB白矮星的观测光谱和理论光谱进行了拟合，得到了这些白矮星的有效温度和表面重力加速度。 LAMOST 将会产生数百万颗恒星光谱[12]，必然会有相当数量的白矮星光谱，因此为白矮星的研究带来了机遇。
利用 LAMOST 先导巡天的数据，Zhao 等人证认出70颗DA白矮星[18]，其中46颗是新发现的。图1是一颗同时具有SDSS和LAMOST光谱的白矮星。我们测量了这些白矮星的有效温度，表面重力加速度（图3），冷却年龄，质量和距离。他们都是热白矮星（有效温度高于12000K），位于银盘上。通过对这些白矮星的统计分析，我们的结果支持 Wegg 等人的观点：质量大的热白矮星具有离银盘更近的趋势。
目前观测的白矮星，绝大多数位于薄盘，位于厚盘和晕的非常少。因为厚盘和晕中的白矮星年龄比较老，冷却时间长，光度低，所以不易观测到。2001年, Oppenheimer 等人[19]观测了一批暗的，冷的白矮星，通过空间速度判断它们是晕族白矮星，因此它们认为这些白矮星是组成暗物质的重要成分。但是这个结论被后来的研究所否定。 Silvestri 等人认为 Oppenheimer 的样本中的白矮星并不是晕星[20]，而是属于高速厚盘星。我们计划在LAMOST数据中寻找晕白矮星，通过光谱分析来估计它们的冷却年龄，从而为银晕的年龄提供限制。
远距双星 (wide binary) 是指轨道间距大于102AU,双星中的两个成分独立演化，互相没有质量交换[21]。因此远距双星可以看做只有两个成员的疏散星团。我们计划在LAMOST数据中寻找包含白矮星的远距双星，从而可以完善白矮星的初始-最终质量关系[22]。
图2 白矮星光谱。实线是SDSS光谱，虚线是LAMOST光谱
图3 通过巴耳末线拟合来确定白矮星的有效温度和表面重力加速度
极端贫金属星，即金属丰度低于太阳丰度 1/1000 的恒星 ([Fe/H] < -3.0，简称EMP恒星) 是银河系不同时期演化的遗迹。这些恒星很大程度地保留了形成它们的原始气体云的化学组成和运动学特征，因此是研究银河系形成和化学演化、产生II型超新星爆发的第一代大质量恒星性质 (如质量、自转等) 及其内部核合成过程、与早期宇宙中的恒星形成过程的重要工具。
银晕的金属分布函数 (MDF) 在低金属丰度部分迅速下降，即当 [Fe/H] < -3.0 时，金属丰度低于某给定 [Fe/H] 的恒星数目随着 [Fe/H] 的增加显著减少。在高银纬，通常每1000颗恒星里仅有一颗具有 [Fe/H] < -3.0 ，也就是说，极端贫金属恒星是非常罕见的，因此需要大规模巡天来发现和证认它们。
大口径、宽视场与多目标相结合的LAMOST是开展新的、更深的贫金属星巡天的理想设备。LAMOST能够直接通过巡天模式证认贫金属星，即在利用8米级望远镜获取高分辨率光谱之前不需要进一步证认观测。这将使LAMOST巡天成为迄今为止效率最高的贫金属星巡天，使之有可能在很短的时间内搜寻到10倍以上的这类恒星。
利用LAMOST观测到的扩大的贫金属星样本，我们将搜寻是否存在 [Fe/H] < -5.5 的恒星，即比现有记录更低金属丰度的天体。根据随机化学增丰模型[23]，在 [Fe/H] ~ -7.0 处银晕的金属丰度分布函数存在一个峰值。如果这个模型是正确的，那么将有很大的机会通过LAMOST巡天发现具有这样低金属丰度的恒星。
贫金属星巡天的“终极”目标在于发现低质量的星族III恒星，即仅含有大爆炸核合成元素的恒星，从而能对原初物质进行直接的光谱研究。然而，明确地证实不存在这类恒星与发现它们几乎有同样的价值，因为这将支持第一代恒星形成的数值模拟结果，即它们具有很大的质量[24][25][26]，因而第一代恒星不包含任何寿命高到足以在今天仍然能够被观测到的低质量星。
利用LAMOST光谱数据对银河系晕开展统计性质研究，如确定银河晕族恒星的金属丰度分布函数 (MDF) ，检验并完善银河系形成以及化学演化历史模型，如是否确实存在两个银晕成分[27][28]。研究最低金属丰度恒星丰度模式的起源，以及第一代恒星的性质。在已知的 [Fe/H] < -3.5 、并具有详细丰度[29]的极端贫金属星中，4颗的C、N、O以及/或者Mg表现出惊人的超丰，而其他恒星则具有与晕族恒星基本相似的丰度特征。这些数据可能意味着超新星能量或者质量截断[30]有一个相当宽的范围。同时，星族II恒星中比Fe重的元素的丰度呈现出明显的弥散，但也存在有一定规则的丰度模式[31]，表明这些元素的不同天体物理来源。因此，探究最贫金属恒星是否具有这些性质是十分重要的。
与目前国际上绝大多数的丰度分析一样，以上不同星族的高精度丰度分析大多采用了局部热动平衡的假设。这种假设并不是对每种元素都适合的，在某些天体物理环境下其结果可能严重偏离真实的情况，从而导致错误的结论。换句话来说，我们需要通过非局部热动平衡 (NLTE) 效应的修正进一步提高丰度分析的准确度。
NLTE效应的计算是一个困扰恒星天文学多年的难题。我们全面考虑了原子各种统计平衡过程以及与恒星大气模型的相互耦合，对典型的α元素——镁的 NLTE 效应进行了研究[32][33]，发现前人[34]给出的公式无法准确拟合谱线轮廓。我们创造性地加入了一项与原子激发电势和主量子数相关的修正项，很好的拟合了光学到红外波段的中性镁谱线轮廓。这种 NLTE 效应在贫金属矮星和巨星中尤为显著，对丰度的改正量可以达到1.6倍。我们也成为世界上仅有的几个能够定量计算 NLTE 效应的研究小组之一。
进一步，我们建立了 Li、Na、Al 、K、Sc 和 Fe 等原子模型，确定了太阳光谱中 NLTE 效应的影响，得到的太阳钾丰度和陨石的结果非常好地符合[35]。接下来，我们把这些原子模型应用到一些样本星上，首次发现银河系不同星族恒星的钾元素丰度具有不同的演化模式。此外，利用 NLTE 效应计算得到的[Na/Fe]、[Mg/Fe]和[Al/Mg]丰度比、运动学和年龄等参数，我们成功地给出银河系晕、厚盘和薄盘星族的划分判据[36][37][38]。以往条件下，星族划分一般需要大样本的统计分析，单颗恒星无法确定属于哪个星族。但是通过我们的高精度 NLTE 分析，找到了单颗恒星划分星族的判据，使得这种划分成为可能。
最后，NLTE 研究被成功应用于解决重元素起源的 r-/s- 过程之争。通常认为，贫金属星的重元素主要来源于快中子过程 (r-过程) [39]，例如钡（Ba）元素，r-过程贡献是主要的, 慢中子过程 (s-过程) 是次要的，而太阳中的重元素却主要产生于s-过程。这就是著名的r-/s-过程之争。由于以前的研究主要局限于 LTE (局部热动平衡) 假设，使得这一问题长期得不到根本解决。近年来，随着 NLTE 研究的不断深入，我们成功的利用它解决该论争。通过建立完备的钡原子模型，我们对25颗矮星的高分辨率光谱进行 NLTE 分析，发现随着金属丰度的降低，r-过程对钡元素的贡献比例上升，在厚盘星中达到33%，在更年老的晕星中可以达到67%，成为核合成主要贡献者[40]。这样，通过同时考虑谱线的超精细结构和NLTE效应基本解决了r-/s-过程论争。
