增刊林建争, 等 : 基于 LAMOST 光谱巡天的 Be 星搜寻 19 发表时 LAMOST 观测已经进入第四年第三季, 内部释放数据包含三年第一年数据于 2014 年中公开发布 [3, 4] ( 以下简称 DR1), 包含先导数据一共约有条光谱, 其中约八成被分类为恒星,

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厄兼石
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1 第 34 卷增刊天文学进展 Vol. 34, Sup 年 9 月 PROGRESS IN ASTRONOMY Sept., 2016 doi: /j.issn z1.04 基于 LAMOST 光谱巡天的 Be 星搜寻林建争, 陈力, 钟靖 ( 中国科学院上海天文台, 星系与宇宙学重点实验室, 上海 ) 摘要 : 郭守敬望远镜 (LAMOST, 大天区面积多目标光纤光谱望远镜 ) 是一架新类型的大口径兼具大视场望远镜, 巡天观测源预计会超过个, 其中包含了恒星星系及类星体第一次数据释放于 2015 年并公开, 包含了约个天体, 接着第二及第三次数据释放新增各约个天体第一次数据释放中约九成被分类为恒星, 本次工作从中指认出典型的 B 型发射线 (Be) 星基于 Be 星几个明显的特征谱线, 如 He I λ4387, He I λ4471, Mg II λ4481 吸收线, 以及 Hβ λ4861 和 Hα λ6563 发射线, 在第一次数据释放里一共找到 192 颗 Be 星, 其中有 12 颗是已知的 Be 星, 新增加的 Be 星将已知的 Be 星样本增加了 8% 的数量新发现的 Be 星大多分布在反银心方向, 主要是由于 LAMOST 的观测策略造成的其中仅有两个 Be 星属于星团成员星, 因此可以得知年龄为 15.8 Ma 及 398 Ma 关键词 : 发射线星 ; 光谱巡天 ; 星团 ; 恒星演化中图分类号 : P111.2 文献标识码 : A 1 引言郭守敬望远镜 (LAMOST, 大天区面积多目标光纤光谱望远镜 ) 是一架新类型的大口径兼具大视场望远镜 [1, 2], 建于中国科学院国家天文台兴隆观测站主镜为 m 的拼接式球面镜, 及 m 的反射施密特改正板, 和一直径为 1.75 m 焦面所组成球面主镜及焦面固定在地基上, 由反射施密特改正板作为定天镜跟踪天体的运动, 望远镜在天体经过中天前后时进行观测焦面上放置的光纤, 将天体的光分别传输到光谱仪的狭缝上, 然后通过光谱仪后的 CCD 探测器同时获取天体的光谱 LAMOST 采用并行可控的光纤定位技术, 在 5 视场的焦面上放置根光纤, 可同时获得个天体的光谱, 目前已经成为世界上光谱获取率最高的望远镜 LAMOST 巡天观测是 5 年涵盖整个北天区, 预计会超过个星体, 图 1 显示目前 LAMOST 三年多时间观测的天区, 一般每次观测信噪比大于 10 的星体可达约 18 mag 本文资助项目 : 台湾青年访问学者计划 (2015TWMB3); 国家自然科学基金 ( , ); 中国科学院战略性先导科技专项 B 类 (XDB ) 通讯作者 : 林建争,cclin@shao.ac.cn

增刊林建争, 等 : 基于 LAMOST 光谱巡天的 Be 星搜寻 19 发表时 LAMOST 观测已经进入第四年第三季, 内部释放数据包含三年第一年数据于 2014 年中公开发布 [3, 4] ( 以下简称 DR1), 包含先导数据一共约有 2.

2 增刊林建争, 等 : 基于 LAMOST 光谱巡天的 Be 星搜寻 19 发表时 LAMOST 观测已经进入第四年第三季, 内部释放数据包含三年第一年数据于 2014 年中公开发布 [3, 4] ( 以下简称 DR1), 包含先导数据一共约有条光谱, 其中约八成被分类为恒星, 其余是星系及类星体其数据还包括一个约条恒星光谱参数星表, 至此已经是世界上最大的恒星光谱参数星表随后的第二年和第三年数据也分别于年底发布并供给国内外合作者使用图 1 LAMOST 三年多观测涵盖天区数据密度分布本次工作主要基于 LAMOST DR1 来寻找 Be 星 Be 星泛指 B 型恒星具有或曾被观测有巴耳末系发射线, 其特别之处在于它是所有主序星发射线星中数量占比最大的星体 [5] 一般认为其发射线源主要来自其星周盘的物质, 而星周盘的形成主要因它自转速度接近或超过 75% 的解体速度 [6, 7], 但其高速旋转的机制却尚未完全解释清楚 ; 另外,Be 星在星团内与 B 型星的比值随着离银河系中心越远而越高 [8], 这是否显示其数量跟星团金属丰度有关 ; 而现有的 Be 星大多不在恒星形成区附近, 究竟这些 Be 星如何形成, 是我们想要理解的一部分目前寻找 Be 星的方法大多靠 (Hα) 波段成像为主 [9], 但并非所有的 Be 星氢发射线都足够强烈, 因此现有的样本数还不足以完整解释上述问题利用 LAMOST 大量的恒星光谱, 可以更高效地选出新发现的 Be 星, 这些新的 Be 星样本将有助于我们进一步了解 Be 星在银河系中的分布及其在星团中的形成和演化 2 Be 星搜寻与结果判断 B 型星最主要的依据是氢巴耳末系吸收谱线加上中性氦吸收线, 以及游离镁的吸收线而 Be 星的判断依据主要是在 Hα 及 Hβ 上有发射线的特征, 其在剩下的巴耳末系线中逐渐不明显因此本次工作主要从 LAMOST 里面挑选出具有以下性质的星为 Be 星候选源 : 吸收线 He I λ4387, He I λ4471 和 Mg II λ4481, 发射线 Hβ λ4861 及 Hα λ6563 可以同时利

3 20 天文学进展 34 卷用 LAMOST 观测到的已知 Be 星来估算这些谱线的等值宽度 (EW λ ), 其定义如下 : EW λ = (1 f l / f c ) dλ, (1) 其中,f l 是谱线的流量, f c 是对每个谱线以 140 Å 的宽度来拟合连续谱线的流量, 每条谱线以 40 Å 做积分估算其等值宽度我们总结了 23 颗在 DR1 里已知 Be 星的几条吸收线和发射线的等值宽度,EW He I λ Å EW He I λ Å EW Mg II λ Å EW Hα λ6563 < 0.50 Å EW Hβ λ4861 < 0.33 Å 一旦 LAMOST 恒星光谱中 He Mg 吸收线的等值宽度与已知接近, 而 Hβ λ4861 和 Hα λ6563 的等值宽度分别小于 0.33 Å 及 0.50 Å, 即被判定为 Be 星候选源图 2 展示了一个在 DR1 里新发现的 Be 星候选源, 由于此星有氦吸收线加上明显 Hα 发射线, 因此被判定为 Be 星注 : 虚线从右至左分别为 Hα Hβ Hγ 线图 2 新发现的 Be 星 LAMOST 光谱另一方面, 为了减少其他非典型 Be 星的污染, 如 B[e] 或年轻 Herbig Ae/Be 星, 可利用恒星颜色来选取更可信的 Be 星样本恒星颜色同样依赖现有的 Be 星表天数据 [11] [10], 与 2MASS 巡匹配的近红外颜色, 即 J H 与 H Ks, 来决定选取范围如图 3 所示, 灰色等密度线最外圈涵盖现有 Be 星约 99% 的数量假设大多数的 Be 星都有相同的近红外颜色, 因此可以选取一个虚线方框以剔除 Be 星候选源的污染最后有 192 颗 Be 星被挑选出来, 其中 12 颗是已知的 Be 星虽然目前已知的 Be 星约有多颗 [9, 10, 12], 然而仅有 23 颗不足 1% 在 LAMOST 的输入星表其中能重新再被挑选出来的有 12 颗, 剩下有 5 颗是信噪比太低 ( 小于 5), 另外有 4 颗星的光谱红蓝两端校正有问题而无法判断, 以及 1 颗已知 Be 星 ( 又名 GSC ) 是年轻恒星,F0-G4 型星, 在近红外颜色图上被排除是 Be 星, 最后 1 颗无法判定为 Be 星主要原因是其镁吸收线不明显而被排除综上所述, 扣除低信噪比以及光谱校正有问题的 LAMOST 谱线, 本工作的方法对于 Be 星的准确度可以达到约 85% 这些 LAMOST 发现的

4 增刊林建争, 等 : 基于 LAMOST 光谱巡天的 Be 星搜寻 21 注 : 黑色虚线上面是巨星, 下面是矮星黑色箭头表示红化方向图中以红化值为 7 mag 等密度线图显示已知的 Be 星分布, 虚线方框包含了大多数的 Be 星黑色十字是 Be 星候选源, 白星型及灰色圆是已知 Be 星, 分别表示被 LAMOST 重新挑选出来和没挑出来的结果图 3 2MASS 巡天近红外颜色图新 Be 星将现有的 Be 星表扩增了约 8%, 虽然有一些新发现的 Be 星以前曾被判定为发射线星 [13], 然而它们的恒星类型并未被分类, 借由 LAMOST 光谱, 能够进一步确认他们是 Be 星对于这些新的 Be 星, 从空间分布上可以发现大多位于反银心方向 ( 见图 4), 这是由于 LAMOST 前两年观测策略以反银心方向为主 [9, 10, 12] 注 : 灰色点是已知的 Be 星, 红色点是 LAMOST DR1 发现的 Be 星, 大小麦哲伦银河中心及反银心方向均有标示图 4 Be 星的空间分布

5 22 天文学进展 34 卷一般判断恒星是否为星团成员, 可以依据恒星在位置空间颜色星等图上的分布, 以及自行空间的分布加以判定 [14], 如果 Be 星属于星团成员, 其距离及年龄便可估计依此方法,192 颗 Be 星仅有 2 颗位于星团内其中 1 颗是疏散星团 Kronberger 18 的成员, 年龄约 15.8 Ma, 距离约 2.7 kpc [15] ; 另外 1 颗属于疏散星团 FSR 1025, 星团年龄约 398 Ma, 距离约 2.1 kpc [15] 目前已知 Be 星存在的最年老星团 NGC 6268 是 316 Ma [8], 此 Be 星似乎因某种原因而存活更久一些, 不过也可能是疏散星团中心形成的二代星族 3 总结与展望 Be 星在主序星中的高比例, 让我们进一步从中研究这类大质量恒星在演化过程中所扮演的角色本次工作利用 B 型星的吸收谱线及 Be 星的氢发射线特性, 从 LAMOST 第一年约条光谱数据中, 挑选出 192 颗 Be 星, 其中有 12 颗是已知的 Be 星, 而仅有 2 颗 Be 星存在于疏散星团中随着 LAMOST 未来几年约条光谱数据的公开, 除了可以用来大量搜寻 Be 星, 也可以结合最新的 SDSS-IV APOGEE 巡天在红外波段的高分辨率光谱数据, 来估计 Be 星的旋转速度及化学组成, 并利用泛星巡天 (Pan-STARRS) 的数据库来估计在星团中 Be 星的参数如年龄距离和红化等 LAMOST 银河系光谱巡天是目前世界上恒星光谱观测数量最多的巡天观测, 极限星等于 R 波段可以达到 18.5 mag, 相当于可以看到 B 型星在 (0.1 1) 10 5 pc 的距离, 从反银河系方向已经涵盖了整个银河系的范围, 而其分辨率 (R 1 800) 也足以分辨出在 Hα 波长附近是否有单峰发射线或是双峰值而从 LAMOST DR1 的初步分析结果显示, 除了已知的多颗 Be 星外, 还能找出新的 Be 星 ( 新增约现有的 8%), 因此, 从 LAMOST 五年巡天数据 ( 千万条光谱 ) 中, 我们可以预期能找出更多 Be 星, 比以往数量增加约多 50% 以上参考文献 : [1] Cui X Q, Zhao Y H, Chu Y Q, et al. RAA, 2012, 12: 1197 [2] Zhao G, Zhao Y H, Chu Y Q, et al. RAA, 2012, 12: 723 [3] Luo A L, Zhang H T, Zhao Y H, et al. RAA, 2012, 12: 1243 [4] Luo A L, Zhao Y H, Zhao G, et al. RAA, 2015, 15: 1095 [5] Kogure T, Leung K C. The Astrophysics of Emission-Line Stars. Astrophysics and Space Science Library, 2007: 342 [6] Porter J M. Rivinius T PASP, 2003, 115: 1153 [7] Mathew B, Subramaniam A, Bhatt B C. MNRAS, 2008, 388: 1879 [8] McSwain M V, Gies D R. ApJS, 2005, 161: 118 [9] Raddi R, Drew J E, Steeghs D, et al. MNRAS, 2015, 446: 274 [10] Zhang P, Chen P S, Yang H T. New Astronomy, 2005, 10: 325 [11] Cutri R M, Skrutskie M F, van Dyk S, et al. ycat, 2003, 2246: 0 [12] Neiner C, de Batz B, Cochard F, et al. AJ, 2011, 142: 149 [13] Kohoutek L, Wehmeyer R. Astronomische Abhandlungen der Hamburger Sternwarte, 1997, 11: 1

6 增刊林建争, 等 : 基于 LAMOST 光谱巡天的 Be 星搜寻 23 [14] Yu P C, Lin C C, Chen W P, et al. AJ, 2015, 149: 43 [15] Kharchenko N V, Piskunov A E, Schilbach E, et al. A&A, 2013, 558: A53 Identification of Be Stars from LAMOST LIN Chien-Cheng, CHEN Li, ZHONG Jing (Key Laboratory for Research in Galaxies and Cosmology, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Shanghai ) Abstract: The Large Sky Area Multi-Object fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST, also called the Guo Shou Jing Telescope) is a spectroscopic survey that will eventually collect 10 million spectra of stars, galaxies and QSOs. The first year data contains 2.2 million objects was public released in The next three-year observations additionally add about three million objects. About 90% objects are classified to be stars, from these objects we have identified B-type emission-line (Be) stars in LAMOST DR1. A total of 192 objects (12 previously known Bes) were identified as Bes with prominent He I λ4387, He I λ4471 and Mg II λ4481 absorption lines, as well as Hβ λ4861 and Hα λ6563 emission lines. These candidates significantly increase the currently known sample of Bes by about 8%. Most of the Be candidates are distributed near the Galactic Anti-Center due to the observing strategy used for LAMOST. Only two Bes are in star clusters. These two Bes have ages of 15.8 and 398 Ma, respectively. Key words: emission-line star; spectroscopic survey; stellar clusters; star formation

第16卷第3期邯郸学院学报 2006年9月

第16卷第3期邯郸学院学报 2006年9月第 7 卷第 3 期邯郸学院学报 7 年 9 月 Vol.7 No.3 Jourl of Hd College Sept. 7 学术名家著名天文学家王绶琯院士访谈录康香阁 ( 邯郸学院学报编辑部, 河北邯郸 565) 摘要 : 王绶琯院士不仅是一位著名的天文学家, 而且也是一位著