内容提纲一、研究背景要明确回答上述一系列问题，最好的办法是从观测上直接搜寻这些结构形成和演化的遗迹。不同年龄恒星的元素丰度反映了恒星形成时所处的银河系环境的化学成分，是追踪银河系形成和化学演化的最好探针。特别是由于α元素（Mg、Si、Ca、Ti）是短寿命（~107年）大质量II型超新星爆发的产物，而铁元素主要是长寿命（~109年）的Ia型超新星爆发产生的，因此，恒星中的[α/Fe]可以作为“宇宙时钟”追踪星系的形成和化学演化。[α/Fe]=([Mg/Fe]+[Si/Fe]+[Ca/Fe]+[Ti/Fe])/4-thindiskthickdiskhalobulgez0(pc)<300800~130020000440Vtot(km/s)<6080~180>200largedispersionVc(km/s)220±3180±10<50[Fe/H](-0.7)~(0.4)(-0.3)~(-1.5)<-0.5(-1.5)–(+0.4)(mean)-0.1-0.6-1.5age(Gyr)<10>812-15?Meanage(Gyr)4.39.713.7?____________________________________________________________Stellarkinematicsofdifferentstellarpopulations二、划分厚盘和薄盘恒星的运动学方法划分星族成分的运动学方法和标准(Bensbyetal.2003)丰度分析方法和步骤恒星大气参数的确定确定表面重力logg的方法视差法：微观湍流速度ξt的确定：微观湍流速度是谱线致宽的机制之一，在谱线分析中微观湍流速度必须考虑。确定微观湍流速度的方法一般是选取ξt＝1.5作为初值，然后调节ξt，使得FeI的平均丰度与等值宽度无关。恒星大气模型介绍：恒星大气模型描述了恒星大气的物理结构，即温度、密度、气体压力、电子压力等物理量在恒星大气不同深度的变化规律，要确切描述这个问题从物理和数学两个方面都存在一定的困难。目前的理论大气模型一般都采用平行层、流体静力学平衡和局部热动平衡（LTE）假定，对流采用混合程理论处理，最广泛采用的是Kurucz的LTE模型。非局部热动平衡（NLTE）模型：由于有辐射场的存在，很多情况下碰撞不占主导地位时，粒子数布据不再满足玻尔兹曼和萨哈方程。特别是对贫金属的恒星而言，由于电子数密度低，而且由于不透明度的降低，辐射场起主导作用（Gehrenetal.,2004，Shi2009）。在这种情况下，必须要考虑非局部热动平衡效应对元素丰度确定的影响。有关NLTE的综述文献：MartinAsplund，2005，ARAA。丰度计算的光谱综合方法（SIU）：[/Fe]的典型观测结果Edvardssonetal,1993A&A，189颗Ｆ、Ｇ矮星Chenetal.2000,A&A，90颗矮星Gratton,etal.2003A&A，150颗亚矮星和亚巨星Misheninaetal.2004A&A，174颗FGK矮星Bensbyetal.2005，102颗矮星Reddyetal.2006MNRAS，176颗矮星，d<150pcLietal.2013，inpreparing102颗矮星，2.16m望远镜观测结果166颗矮星的Si丰度（NLTE分析，Shi，2011；Li，2013，inpreparing）小结：17个样本的统计结果，1161颗矮星，付瑞娟2010五、大样本低分辨率光谱的[/Fe]丰度GCS巡天（Nordstrometal.2004；Casagrandeetal.2011）利用其巡天测光得到色指数(v-y)-(b-u)与[α/Fe]的相关性估算了α元素丰度，结果显示贫金属的厚盘恒星的[α/Fe]稍高于薄盘，但在太阳丰度附近二者是混在一起的不能明显区分（Casagrandeetal.2011）图2[α/Fe]和[Fe/H]空间的恒星等密度图（Leeetal.2011）。实线用于划分薄盘和厚盘恒星：实线以上为厚盘恒星，实线以下为薄盘恒星。虚线距离实线0.05dex（[a/Fe]典型误差为0.1dex），虚线以上为高[a/Fe]恒星，虚线以下为低[a/Fe]恒星。图3.G型矮星数密度在[α/Fe]-[Fe/H]平面上的分布（Bovyetal.2012）。图中每个pixel的大小是x*y=0.1dex*0.05dex，且恒星数大于100.该图表明薄盘和厚盘沿垂直银道面方向的分布在元素丰度空间上是连续变化的，即银盘法向发现的恒星数密度分布可用单一指数模型拟合。六、未来工