依明阿吉·阿卜力米提

(中国科学院 国家天文台 光学重点实验室，北京，100012)

银河系中的三类变星的金属丰度分布

依明阿吉·阿卜力米提

(中国科学院 国家天文台 光学重点实验室，北京，100012)

由于变星具有确定的周光关系，我们可以比较准确地计算出它们的距离，因此它们在银河系结构与形成等天文研究领域里有着重要的作用。Hoffman et al.(2009)把北天变星巡天的4659颗变星分类成5种重要变星，我们从他们给出的星表里整理出了194颗造父变星(包括确认的和候选体)，526颗天琴座RR变星和371颗大熊座W变星。我们把这些整理的三类变星与LAMOST DR3 数据进行交叉，匹配出来的有13颗造父变星(包含候选体)，78颗天琴座RR变星和83颗大熊座W变星，从而我们可以得到这些匹配出的三类变星的LAMOST提供的金属丰度。从三类变星的金属丰度随距离的分布来看，造父变星(或候选体)在5

造父变量；金属丰度；郭守敬望远镜

自从发现有变星较好的周光关系并且可以准确地定距离之后，变星在恒星天体物理和宇宙学等天文学研究领域中广泛地使用。研究它们的化学成分对研究恒星演化理论、银河系结构与形成和银河系化学成分与演化等方面有着重要的意义。

20世纪早期，天文学家发现造父变星有较好的周光关系并且开始用它来定距离[1]。典型的造父变星周期一般会大于一天，是比较年轻的变星。如果能知道造父变星的金属丰度([Fe/H])，可以用定距离准确的性质来研究金属丰度与距离的梯度关系。金属丰度梯度为限制银盘的化学演化提供重要信息，一系列研究工作给出了造父变星在不同距离上的金属丰度梯度，它们给出的斜率可以从-0.05[2]到-0.07[3]dex kcp-1。因为样本数目和能达到的距离有限，银盘化学演化研究仍然需要更多的造父变星的金属丰度梯度研究。

天琴座RR变星是比较常见的年老变星，它周期一般在0.2和1.2天之间。RR变星金属丰度与光度有非常好的关系[4]，它们也是很好的标准烛光。银河系中的天琴座RR型变星广泛分布于银道面、银晕、厚盘和球状星团中。由于它们的光度相对较高，因而比较容易辨认和观测。天琴座RR变星的金属丰度以及可跟定距离的性质为研究球状星团的年龄、恒星演化、银河系动力学和演化等奠定基础。

大熊座W变星是由主序星组成的相接双星系统，脉动周期一般在0.25和1.2天之间[5]。这类变星也有较好的周光关系，它的距离和金属丰度也对天文学其他领域有着重要的作用。在这个工作中，我利用LAMOST DR3数据以及北天变星巡天发现的变星数据来给出部分交叉出来的造父变星与候选体，天琴座RR变星和大熊座W变星的金属丰度分布。

1 数据来源

郭守敬望远镜(LAMOST，大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜)的第三次释放的数据包含了5,755,126 条光谱，其中3,178,057条是恒星光谱。LAMOST是一架新类型的大视场兼备大口径望远镜，即“王-苏反射施密特望远镜”。它是由反射施密特改正板MA(大小为5.72米×4.40米，24块对角线长1.1米，厚度为25毫米的六角形平面子镜组成)、球面主镜MB(大小为6.67米×6.05米，37块对角线长为1.1米，厚度为75毫米的六角形球面子镜组成)和焦面构成。球面主镜及焦面固定在地基上，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。球面主镜及焦面固定在地基上，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。天体的光经MA反射到MB，再经MB反射后成像在焦面上。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探测器同时获得大量天体的光谱。LAMOST应用薄镜面主动光学加拼接镜面主动光学技术，在曝光1.5小时内可以观测到暗达20.5等的天体，使其成为大口径兼大视场光学望远镜的世界之最。同时，采用并行可控的光纤定位技术，在5度视场，直径为1.75米的焦面上放置4000根光纤，同时获得4000个天体的光谱，使其成为世界上光谱获取率最高的望远镜。LAMOST安放在中国科学院国家天文台兴隆观测站，该站地处燕山主峰南麓，位于河北省兴隆县连营寨(东经7小时50分，北纬40度23分)，海拔960米。

在这个工作中，我们用了LAMOST 第三次数据(DR3)给出的恒星，还从Hoffman et al.(2009)给出的5类重要变星的星表里整理出了194颗造父变星(包括确认的和候选体)，526颗天琴座RR变星和371颗大熊座W变星。然后，把两个数据交叉，得到了匹配的13颗造父变星(包含候选体)，78颗天琴座RR变星和83颗大熊座W变星的大气参数，分析了它们的金属分度分布情况。

2 数据分析与结果

通过变星的周光关系可以得到绝对星等，变星的数据中给出了K波段的星等，为得到造父变星的Mk，我们用了Stom et al.(2011)给出的周光关系式，对于RR变星我们采用了Alonso-Garcia et al.(2015)给出的周光关系式,而对于大熊座W星，我们采用了Chen et al.(2016)给出的周光关系式，金属丰度是LAMOST提供的。有了绝对星等和星等，我们可以用下面的公式计算出每个样本离太阳的距离：

(1)

计算得到了离太阳的距离D和银经银纬(l,b, 单位是角度)后，我们可以用下面一系列公式计算出每个样本在银河系坐标系里面的位置坐标(x,y,z)，并且可以得到每个样本离银心的距离(RGC)：

(2)

(3)

(4)

(5)

其中R0是太阳离银心的距离，这个工作中取了8.27kpc。计算得到匹配出来的每一个样本的三维距离和离银心的距离。

图1给出了造父变星(CC,包括候选体),天琴座RR变星(RRL)和大熊座W变星的三维空间分布，无论是x-y或是RGC-z分布都没有什么特殊结构。除了一个CC样本(这个样本很可能不是典型的造父变星)之外，其他样本都分布在-2

图1 三类样本的三维空间分布Fig.1 Three-dimensional spatial distribution of Cepheids and candidates(CC),RRL and WUMa

图2显示了三种样本的金属丰度随距离的分布，可以看出，除了造父变星的样本之外，其他两类变星的金属丰度与距离没有特殊的关系。

图2 三类变星的金属丰度随距离的分布Fig.2 Distributions of metallicities with RGC

图3中显示造父变星(包括候选体)金属丰度与距离的关系(图3左边)。13颗造父变星样本的金属丰度在6.9到15kpc离银心的距离范围有一个梯度，线性拟合得到的绿线斜率是-0.07±0.015(图3的左边图)，这结果与之前发表的其他工作结果符合比较好。RR变星的周期和光度都与金属丰度有独特的关系，所以研究它们的金属丰度也有着重要的意义。图3中直方图(右边)表示匹配出的78颗RR变星金属丰度的分布，可以看出分布的峰值在-1.4，大部分样本是贫金属的，这符合之前工作给出RR变星是贫金属变星[9-10]的结论。

图3 右边是造父变星金属丰度与距离的关系，左边是RR变星金属丰度的统计。Fig.3 The left panel shows the metallicity and distance relation of Cepheids and candidates,the right panle shows the metallicity distributions of RRL

3 结论

变星是一种非常好的距离追踪器，这个特征让它们在天体物理研究领域中有着比较重要的地位。在这个工作中，我们用LAMOST DR3和Hoffman et al.(2009)分类给出的北天变星巡天的4659颗变星样本，得到了13颗造父变星(包含候选体)，78颗天琴座RR变星和83颗大熊座W变星的金属丰度和空间分布。计算结果显示，该工作中的三类变星没有特殊的空间分布结构，天琴座RR变星与大熊座W变星金属丰度与距离RGC没有相关性。然而，13颗造父变星(包含候选体)金属丰度随距离有梯度关系(6.9

[1]Tammann G A，Sandage A,Reindl B.New Period-Luminosity and Period-Color relations of classical Cepheids:I.Cepheids in the Galaxy[J].A&A,2003,404:423-448

[2]Luck R E，Gieren W P,Andrievsky S M，et al.The galactic abundance gradient from Cepheids.IV.New results for the outer disc[J].A&A,2003,401:939-949.

[3]Lemasle B,Francois P,Piersimoni A,et al.Galactic abundance gradients from Cepheids.On the iron abundance gradient around 10-12 kpc[J].A&A,2008,490:613-623

[4]Sandage A,Tammann G A.Absolute Magnitude Calibrations of Population Ⅰ and Ⅱ Cepheids and Other Pulsating Variables in the Instability Strip of the Hertzsprung-Russell Diagram[J].ARA&A,2006,44:93-143

[5]Rsucinski S M.Contact binary stars of the W UMa-type as distance tracers[J].New Astron Rev,48,703

[6]Storm J,Gieren W,et al.Calbirating the Cepheid period-luminosity relation from the infrared surface brightnesstechnique[J].A&A,2011,534,A95

[7]J Alonsogarcia,J Dékány,M Catelan,et al.Variable Stars in the VVV Globular Clusters.I.2MASS-GC 02 and Terzan 10[J],physics,2015,44:63.

[8]Chen X,deGrijs R,Deng L C.Contact binaries as variable indicators[J].arXiv:1609.02267v1

[9]Vivas A K,Zinn R,et al.The QUEST RR Lyrae Survey.I.The First Catalog[J].AJ,2004,127,1158

[10]Boettcher E,Willman B,et al.A Search for RR Lyraes in SEGUE 2 and SEGUE 3[J].ApJ,2013,146:94-103

[11]Hoffman I D,Harrison T E,McNamara B J.Automated Variable Star Classification Using the Northern Sky Variability Survey[J].AJ,2009,138,466

Distribution and metallicity gradient of RR lyrae stars in the Galactic thin disk

IMINHAJI Ablimit

(Key Laboratory for Optical Astronomy,National Astronomical observatories Chinese Academy of Sciences,Beijing 100012,China)

In this paper,we present iron abundances for 13 cepheids(and candidates),78 RR Lyraes(RRL)and 83 W Urase Majoris(W UMa)variables by cross-matching the cepheids(194,including some candidates),RRL(526)and W UMa(371)from identifid 4659 variable objects in the Northern Sky Variability Survey(Hoffman et al.2009)with LAMOST DR3 catalog.From the metallicity distribution of these cross-matched variables,we find that cepheids(and candidates)have a metallicity gradient over a range of Galactocentric distances(RGC～ 5-15kpc).However,the metallicity distributions of RRL and WUMa variables have a little or no correlation with the Galactocentric distances.

cepheid;metallicity gradient;LAMOST

1672-7010(2017)01-0042-05

2016-12-18

中国博士后联合资助项目(2015LH 0015)

依明阿吉·阿卜力米提(1984-)，男，维族,新疆人，博士，国家天文台博士后，从事天体物理研究

T G174.4 < class="emphasis_bold">文献标志码：A

A