（理论物理专业论文）iras红外选seyfert1和seyfert15型星系的光谱研究.pdf

摘要 活动星系核在星系演化、宇宙大尺度结构形成的过程中起着重要作 用。已经确立的星系中心黑洞质量和核球恒星速度弥散之间的关系强烈 地暗示活动星系核和星系是共同演化的。我们首次利用i r a s 红外巡天 的中远红外色指数a ( 6 0 ，2 5 ) 作为衡量活动星系核及其宿主星系星暴相对 活动性的“指示剂”，在1 型活动星系核中研究了爱丁顿比( l l e d d ) 矛i i 宿主星系星族成分之间的演化联系。我们的样本包括2 5 个s l o a nd i g i t a l s k ys u r v e y 红外选s e y f e r t i 型星系和w a n ge ta 1 ( 2 0 0 6 ) 的5 0 个红外选的 s e y f e r t l 5 型星系，然后采用经典的相关分析法和主成分分析法来分析样 本的统计性质。通过对比样本的光学性质、色指数a ( 6 0 ，2 5 ) 以及爱丁顿 比( l l e a d ) 我们得到以下结论：( 1 ) 我们的本征量1 是由色指数a ( 6 0 ，2 5 ) 和 r f e 之间的反相关关系来主导，同时与e w ( h p b ) ，l 【o m 及 o i i i t t l 3 n 相关。这结论在更大和更完备的样本的基础上验证了w a n ge ta l , ( 2 0 0 6 ) 的结果。在排除倾角效应的影晌后，r f e 和a ( 6 0 ，2 5 ) 的相关关系暗示我 们e d d i n g t o n 比和核周星族成分之间密切相关；( 2 ) 我们利用5 1 0 0 a 处 连续谱光度和h 1 3 发射线的半高全宽来估计e d d i n g t o n 比和黑洞质量， 但是发现在我们的样本中e d d i n g t o n 比和a ( 6 0 ，2 5 ) 之间没有相关关系。进 而我们分析了这一结果与理论预期不一致的主要原因可能会是：1 ) 样本 容量不足；2 ) 宿主星系的影响等，并提出改进方法。上述讨论对接下来 进一步地研究e d d i n g t o n 比和核周星族成分之间的演化联系有重要指导 意义。 关键词：活动星系核，s e y f e r t 星系，发射线，星系演化 a b s t r a c t i t i sw e l lk n o w nt h a ta c t i v eg a l a c t i cn u c l e u s ( a g n ) p l a y sa n i m p o r t a n tr o l ei ng a l a x ye v o l u t i o na n df o r m a t i o no fl a r g es c a l es t r u c t u r ei n t h eu n i v e r s e t h ef i r m l ye s t a b l i s h e dr e l a t i o n s h i pb e t w e e nb l a c kh o l em a s s a n dt h ev e l o c i t yd i s p e r s i o no fb u l g ew h e r et h eb l a c kh o l er e s i d e si ni sac l u e o fc o - e v o l u t i o no fa g na n di t sh o s tg a l a x y u s i n ga ( 6 0 , 2 5 ) a sag o o d i n d i c a t o ro fr e l a t i v ei m p o r t a n c eo fa g na n ds t a r b u r s ta c t i v i t i e s ，w ef i r s t e x a m i n et h ee v o l u t i o n a r yr e l a t i o n s h i pb e t w e e ne d d i n g t o nr a t i o ( l l e d d ) a n d e i r c u m n u c l e a rs t e l l a rp o p u l a t i o ni nas a m p l eo f2 5i n f r a r e d - s e l e c t e ds e y f e r t 1 g a l a x i e sf r o ms l a o nd i g i t a ls k ys u r v e ya n d5 0i n f r a r e d - s e l e c t e ds e y f e r t 1 5 g a l a x i e sf r o mw a n ge ta 1 ( 2 0 0 6 ) b yc o m p a r i n gt h e e m i s s i o nl i n e p r o p e r t i e sw i t ht h ei n f r a r e d c o l o r sa ( 6 0 ，2 5 ) a n de d d i n g t o nr a t i o ( l l e a d ) ， f o l l o w i n gk e yr e s u l t sa r cd e r i v e d ：( 1 ) o u re i g e n v e c t o rl i s ：d o m i n a t e db yt h e a n t i c o r r e l a t i o nb e t w e e nc o l o ra ( 6 0 ，2 5 ) a n dr f e ，a n di ss t r o n g l ye f f e c t e d b ye w ( h 届b ) ，l ( o i i i ) a n d o i i i h 声n b a s i n gu p o nar e l a t i v e l yl a r g e r a n dm o r ec o m p l e t es a m p l e ，t h i sr e s u l tc o n f i r m st h ee x t e n s i o no fe i g e n v e c t o r li n t o a ( 6 0 ，2 5 ) d e r i v e di nw a n ge ta l ( 2 0 0 6 ) t h ec o r r e l a t i o nb e t w e e nr f e a n dg ( 6 0 ，2 5 ) i m p l i e sad i r e c tl i n k a g eb e t w e e nt h ee d d i n g t o nr a t i oa n d s t e l l a rp o p u l a t i o na f t e re x c l u d et h ee f f e c to fo r i e n t a t i o n ，( 2 ) w ee s t i m a t e l l e d d a n db l a c kh o l em a s si nt e r m so ft h ec o n t i n u u ml u m i n o s i t ya t w a v e l e n g t h510 0 aa n df w h mo fh be m i s s i o nl i n e n oc o r r e l a t e t i o n b e t w e e nl l e d aa n di n f r a r e dc o l o ra ( 6 0 2 5 ) i sf o u n di no u rs a m p l e ， h o w e v e r w ea n a l y z et h eo r i g i no fd i s c r e p a n c yb e t w e e nt h eo b s e r v a t i o na n d p r e d i c t i o n ：1 ) ad e f i c i ti nt h es a m p l es i z e ；2 ) ac o n t a m i n a t i o nb yl i g h t o f h o s t ，a n dp r o p o s ea l li m p r o v e m e n ti nf u t u r e s t u d i e s t h i sd i s c u s s i o ni s h i g h l yi m p o r t a n t i nf u t u r es t u d i e sf o c u s i n go nt h e i s s u eo f r e l a t i o n 【 b e t w e e n l l e d aa n ds t e l l a rp o p u l a t i o n k e yw o r d s ：a c t i v eg a l a x i e s ：s e y f e r tg a l a x i e s ；e m i s s i o nl i n e s ；g a l a x i e s e v o l 矗i o n 河北师范大学硕士学位论文 第一章绪论 1 1 活动星系核基本观测特征 活动星系核( a c t i v eg a l a x yn u c l e i ；a g n s ) 是当前天体物理研究的 前沿课题之一。活动星系核的主要特征是剧烈的核活动，即在一个很小尺 度( 一般认为 l p c ，甚至 o 1 p c ) 的致密区域内通过在极端条件下的物理过 程释放出巨大的能量。在某些极端的情形下活动星系核所释放的能量可以 达到场星系光度的1 0 4 倍。活动星系核巨大的能量释放通常用星系核心的超 大质量黑洞+ 吸积盘模型来解释。活动星系核存在于活动星系( a c t i v e g a l a x y ) 中，但是给活动星系和活动星系核下一个确切的定义并非容易的 事，至今还没有一个统一的量化标准。在现代文献中，如不特殊指明，并 不严格地区分活动星系和活动星系核，两者都用活动星系核表明。( 虽然 给活动星系和活动星系核下定义并非容易，但二者并非等同，含活动星系 核的星系属于活动星系，但活动星系的核不一定是活动的1 ) 通常来说活动星系核在观测上具有以下几个方面的基本特征： 1 高光度：活动星系核典型的光度是一1 0 4 2 到一1 0 4 8e r gs 。 ( 1 0 3 5 n 1 0 4 1 js 。1 ( 1 e r g = 1 0 7 j ) ) ，而一个典型的星系，其光度是1 0 4 4 e r gs 。1 ( 1 0 3 7 js 1 ) ，前者是后者的l o 2 到1 0 4 倍。但是如此高的能 量释放却发生在一个尺度极小的致密区域内( 一般认为这个致密 区域 l p c ，甚至 5 o ； 2 s e y f e r t i 2 ：2 0 h 口【0 i i m 5 0 0 7 5 0 1 3 s e y f e r t l 5 ：0 3 3 3 h 口【o i i i x 5 0 0 7 2 0 ； 4 s e y f e r t l 8 ：h f l 【o i i i x 5 0 0 7 o 3 3 3 ；h n 和h 卢都有宽线成分 5 s e y f e r t l 9 ：只有h n 有宽成分而h 口没有宽线成分； 6 s e y f e r t 2 o ：h a 和h 口都没有宽线成分； 7 窄线s e y f e r t l 星系( n l s i ) ：h 卢【o i i i x s 0 0 7 l 时为射电躁活动星系核；当l o g r 3 7 0 【w 】) 取白g r a p e ( 2 0 0 4 ) 河北师范大学硕士学位论文 1 7 2h b 和f e i i 的反相关关系 在本征量l 空间中，f w h m ( h 声) 和f e i i 之间的反相关关系也 是一个重要的结果，并且被大量的研究所证实( b g 9 2 ；s u l e n t i ce ta l2 0 0 2 ： z h e n ge ta 1 2 0 0 2 ) g r u p e 2 0 0 4 ) ，如图1 6 。 rf en 图l 一6 ：f w h m ( h 厣) 和f e i i 的反相关关系( 实方块表示射电 宁静的源，空圈表示陡谱射电源，空三角表示平谱射电源) 取自b g 9 2 g r u p e ( 2 0 0 4 ) 研究了软x r a y 选的活动星系核样本的光学光谱的 统计性质，在此样本所有独立性质中，f w h m ( h 卢) 和f e i i h 卢流量比 之间的反相关关系是最强的，甚至把该样本分成低光度和高光度的两个 子样本时，在每个子样本中这种反相关关系也是很强的，如图1 7 。在 整个样本中f w h m ( h 口) 和e w ( f e i i ) 之间存在很强的反相关关系，而且 在高光度的子样本中这种反相关关系更强一些，如图1 8 。有趣的是， 河北师范大学磺士学位论文 如果将整个样本按h b 的线宽分为n l s i s 和b l s l s 两个子样本，在两个 子样本中f w h m ( h j b ) 和e w ( f e i i ) 之间的相关关系是相反的，在n l s l s 中e w ( f e n ) 和h p 线宽之间存在正相关关系，丽在b l s l s 中e w ( f e l i ) 和h b 线宽之间存在反相关关系。和本征量l 有关的量还包括h b 谱线 轮廓的不对称性 芝 藿 i o l 髓蹦( 帮 睡mr l j 图l 7 ：l o g f w h m ( h f l ) 和l o g f e l l h 卢的反相关关系，( 空圈 代表n l s l ，实方块代表b l s l ，用三角里有圈或方块的代表高亮度的活 动星系核) 取自g r u p e ( 2 0 0 4 ) 。 迄今为止，已有大量的研究表明本征量l 空间是活动星系核的一个 基本和重要的性质。就活动星系核的光学性质而言，本征量l 空间和f e l l 发射线强度、【o i i i 发射线的强度、h f l 线宽以及r f e 相关这些相关关系 成为对某个样本所做工作正确与否的一个辅证。 2 l 坷托师范大学硕士学位论文 i o lf v h 骖f k ms - t i 图l - 8 - l o gf w h m c h 3 ) 和l o ge w ( f c i i ) 的关系( 其中符号的意 义同图l - 7 ) ，取自g r u p e 2 0 0 4 。 1 8 本征量1 空间的物理驱动 活动星系核的统一模型只是从取向效应的角度解释了观测到的不同 类型的活动星系核，但是b g 9 2 的分析表明取向效应不是本征量l 空间 的主要物理驱动。许多研究暗示我们，活动星系核的观测特征与其中心 黑洞质量的大小以及吸积气体的效率有内在的联系。由于测量黑洞质量 的手段和方法的进步，在时隔十年后，b o r o s o n ( 2 0 0 2 ) 计算了b g 9 2 样 本的爱丁顿比( e d d i n g t o nr a t i o ) 和中心黑洞质量。e d d i n g t o nr a t i o 定义 为黑洞吸积所发出的热光度与黑洞的e d d i n g t o n 光度极限之比。同时为 了弥补b g 9 2 样本中射电躁活动星系核样本数量不够的缺陷，在把7 5 个 r lq s o 补充进b g 9 2 的样本后，b o r o s o n ( 2 0 0 2 ) 证实了本征量l 空间 基_鼍邑l峰室 河北师范大学硕士学位论文 主要的驱动是e d d i n g t o nr a t i o ( l l e d d ) ；本征量2 空间的驱动是吸积率 ( a c c r e t i o nr a t e ) 。 b o r o s o n ( 2 0 0 2 ) 提出按照e d d i n g t o n r a t i o 、黑洞质量和吸积率可以将 不同类型的活动星系核分开，如图1 - 9 ，以e d d i n g t o nr a t i o 为横坐标， 黑洞吸积率为纵坐标，在这个图中黑洞质量沿对角线不变。不同类型的 活动星系核分布在不同区域：射电躁类星体( r a d i o 1 0 u dq s o s ) ，射电 宁静类星体( r a d i o q u i e tq s o s ) 、窄线赛弗特( n l s i s ) 、宽吸收线类星 体( b a lq s o s ) 被明显分开。从图1 - 9 可以看到射电噪和射电宁静的活 动星系核被一条斜线分开，说明射电噪的活动星系核的黑涧质量大，而 射电宁静的活动星系核的黑洞质量小。从观测上我们知道射电噪q s o s 主要在椭圆星系中，因此对应的宿主星系的黑洞质量比较大；而射电宁 静q s o s 主要在低质量的旋涡星系中，其宿主星系有较小的黑洞质量。 b a lq s o s 在左下角，也就是说其具有高的爱丁顿( l l e d d ) 和高的吸积 率，这个位置很接近射电噪和射电宁静的分界线，可以推论射电噪的 b a l q s o s 有极高的光度，这和许多射电噪b a lq s o s 候选体的性质是 一致的，例如f i r s tj 1 5 5 6 3 3 8 + 3 5 1 7 5 8 ( n a j i t a , d e y , & b r o t h e r t o n2 0 0 0 ) 。 射电噪b a l q s o s 数量少的原因可能是由于其参数空阃要求源既有高的 爱丁顿比( l l e d d ) 和高的吸积率，而有大的黑洞质量。n l s i s 是一类具有 极端小质量黑洞、高吸积率的特殊活动星系核。根据小黑洞、高吸积率 以及红外超等性质，m a t h u r ( 2 0 0 0 ) 猜测n l s i s 是一类年轻的活动星系核。 g r u p e ( 2 0 0 4 ) 提出e d d i n g t o nr a t i o 可能可以用来表示活动星系核的“年 龄”具有比较陡的x 射线谱，强的f e i i 发射线，弱的 o i i i 发射的活动 星系核被认为可能是处于演化早期的活动星系核( g r u p e1 9 9 6 ，g r u p ee t a 1 1 9 9 9 ) 。当然，要证实这个猜测还需要更深层次的研究，这也是本论 文的主要研究目的。 河北师范大学硕士学位论文 窆 “p r i n c i p a lc o m p o n e n tl ” 图1 9 ：在主成分( 本征量) l 和主成分( 本征量) 2 平面活动星系核 的分类示意图。取自b o r o s o n ( 2 0 0 2 ) “茜。霸o(_gou藿州。焉州id： 柯北师范大学硕士学位论文 第二章研究动机 b o r o s o n g r e e n ( b o r o s o n g r e e n1 9 9 2 ) 研究了8 7 个p gq u a s a r 的光学光谱性质。通过主成分分析( p c a ) ，他们发现其本征量1 主要由光 学f e l i 和 o i i i 5 0 0 7 强度的反相关关系主导。由于本征量l 空间很 可能与活动星系核活动性的物理机制有密切关系，扩展本征量1 空间以 及研究其物理本质成为活动星系核研究中的热点。已有证据表明迄今为 止最具代表性的本征量1 空间包含以下四个参数：( 1 ) r f e ，定义为f e l i 和h 量流量的比值；( 2 ) h 卢宽成分的f w h m ；( 3 ) 软x - r a y 光子指数r s 。n ( w a n ge ta 1 1 9 9 6 ；s u l e n t i ce ta 1 2 0 0 0 a ，2 0 0 2 ，2 0 0 4 ) ，( 4 ) c i y ( c l 2 ) ( w a n ge t a 1 1 9 9 6 ；s u l e n t i ce ta 1 2 0 0 4 ；x ue ta 1 2 0 0 3 ；g r u p e2 0 0 4 ，a j ； o 镕m a r z a i n ie ta 1 2 0 0 1 ) 就其物理驱动而言有相当数量的学者认为本征 量1 空间可由e d d i n g t o n 比( l l e d d ) 描述( b o r o s o n2 0 0 0 ) 。 活动星系核的统一模型只是横向的解释了不同类型的活动星系 核，各不同类型间的差别是由于观测者从不同的方向观测活动星系核的 结果。但统一模型中却没有反映出纵向信息即活动星系核的演化对其观 测特征的影响。可实际上活动星系核在星系演化过程中扮演着十分重要 的角色。我们知道无论对普通星系还是活动星系而言，星系中心黑洞质 量同星系核球中恒星的速度弥散之间存在强烈的相关( o 关系， m a g o r r i a n ，j ，e ta 1 1 9 9 8 ；t r e m a i n ee ta 1 2 0 0 2 ) 。这一性质强 烈地暗示我们黑洞质量的增长( 吸积) 和星系形成之间有紧密的联系， 两者很可能是共同演化的。事实上，有大量的研究表明在s e y f e r t2 型 星系中活动星系核和星暴( s t a r t b u r s t ) 活动是同时存在的( c i d f e r n a n d e se ta 1 2 0 0 4 ，：r a i m a n ne ta 1 2 0 0 3 ；g o n z a l e zd e l g a d o 2 0 0 2 ) 。对s e y f e r tl 型星系而言，由于其中心活动星系核的辐射极强使 河北师范大学硕士学位论文 得探测核心星族成分成为一个难题。所以，这项研究只有在极少数特殊 情况下才成为可能( c a n a l i z o s t o c k t o n2 0 0 0 ； b r o t h e r t o ne ta 1 1 9 9 9 ) 。由此而产生的另外一个问题是由于缺乏足够的l 型活动星系核样 本，使我们无法了解星暴和活动星系核活动性之间的物理联系，即二者 是同时进行还是存在因果关系( h o2 0 0 5 ) ，从而无法限制这一过程的必 要条件和建立合理的演化模型。 后来我们发现，作为一个在一级近似下的各向同性量，i r a s 巡天 的中远红外色指数a ( 6 0 ，2 5 ) ) 可以作为估计星暴和活动星系核的相对强 度的一个好参数( d eg r i j pe ta 1 1 9 8 7 ；k e w l e ye ta 1 2 0 0 1 ；w a n ge t a 1 2 0 0 6 ) 。w a n ge ta 1 ( 2 0 0 6 ) 首次将本征量1 空间扩展到了红外空 间，加入了i r a s 红外色指数a ( 6 0 , 2 5 ) ，并且在观测上证实了本征量1 与 活动星系核宿主星系的星族年龄有强相关的猜想。 遗憾的是由于在s e y f e r t1 5 型星系中，倾角效应会遮蔽部分来 自活动星系核的辐射( a n t o n u c c i1 9 9 3 ) ，所以基于w a n ge ta 1 ( 2 0 0 6 ) 的s e y f e r t1 5 型星系样本计算出来的e d d i n g t o n 比及黑洞质量的置信 度可能不够。因此我们希望通过建立一个由红外选的近邻i 型活动星系 核构成的样本再次计算e d d i n g t o n 比及黑洞质量，并进一步定量研究它 们与核周星族年龄之间的关系。 河北师范大学硕士学位论文 第三章样本选取 3 1s d s s ( s 1 0 8 1 1d i g i t a is k ys u r v e y ) 巡天简介 s d s s 数字巡天计划( y o r ke ta 1 2 0 0 0 ) 是美国、德国和日本八个 大学和研究所合作的地面光学波段的大规模数字巡天项目，该项目计划 进行成像巡天和光谱巡天的观测，所得到的观测资料将被用于研究宇宙 大尺度结构、星系形成与演化等天体物理学的重大前沿课题。s d s s 坐落 在美国新墨西哥州a p a c h ep o i n t 观测站。有个口径为2 5 米的主镜片， i ：0 8 辅助镜片，和两个改正镜片成像镜片使用3 0 个 2 0 4 8 宰2 0 4 8 s i t e t e k t r 鲫i x 的c c d s 。每一列有5 个c c d s ，共六列。光谱 是由多光纤光谱仪获得的。s d s s 使用两个光谱仪，每个光谱仪分别有蓝 色和红色波段。每个光谱仪有3 2 0 根光纤，共6 4 0 根光纤。 s d s s 巡天对星系和类星体做了红移的巡天，提供了图像、光谱和 红移的数据。平均波长为：3 5 5 1 a ，4 6 8 6 a ，6 1 6 5 a ，7 4 8 1 a ，8 9 3 1 a ， 9 5 完备极限星等为：2 2 0 ，2 2 2 ，2 2 1 ，2 1 3 ，2 0 5 ( s t o u g h t o ne t a l 2 0 0 2 ) ， 成像波段为u ，g ，f ，i ，z 。s d s s 提供了五个波段豹银河系消光。s d s s 所做的光谱覆盖波长从3 8 0 0 a 到9 2 0 0 a ，分辨率为1 8 0 0 ，信噪比为g = 2 0 2 时每个p i x e l 大于4 。光谱在3 。直径光纤内获得，在红衣z l 处， 孔径直径约为5 5 k p c ；它包括2 0 * 0 0 到4 0 n 的总星系光度。光谱红移的 准确度达到3 0 k m s 。 s d s s 成像巡天的深度和观测到的天体数目将达到前所未有的水 平。s d s s 对北银极球冠部分的一万平方度的天区和南银极球冠部分的三 块小天区进行u g r i z 五个波段( u 、g 、r 、i 、z ，f u k u g i t ae ta 1 1 9 9 6 ) 上的成像观测。它将观测到的所有亮于2 3 星等的天体，主要包括五千万 河北师范大学硕士学位论文 个星系、一百万颗类星体和八十万颗恒星。s d s s 在获得成像巡天的观测 数据后，通过自动处理软件来对巡天图像中的天体进行检测，并确定它 们的位置、形态和五个波段上的亮度。利用s d s s 成像巡天所得到的上亿 个天体的参数，可以将星系和类星体从中挑选出来。例如，利用天体形 态的延展性来挑选出星系，而利用天体的的五色星等可以将类星体从绝 大多数恒星中区分出来。s d s s 将依次选择出一百万个星系和十万个类星 体来进行光谱巡天的观测。 s d s s 的主要任务是通过光谱巡天来确定宇宙的大尺度结构，其 方法是对一百万个星系进行光谱观测，有了星系光谱就能得到星系的红 移，根据红移就可以确定星系的距离，由此可以得到星系在宇宙中的三 维分布，从而可以研究宇宙的结构和星系的演化等问题。由于s d s s 观 测星系光谱的数目比以前多了十倍，因此可以更加精确地揭示出宇宙中 的结构。同时，通过s d s s 的光谱巡天，不但可以了解星系和类星体在 空间上的分布，而且可以了解它们在时间上的演化。利用s d s s 成像巡 天所得到的天体的五色星等的数据，不但可以区分出大量的类星体，还 可以找到褐矮星、白矮星等其他类型的天体。而且，在s d s s 这样的大 型巡天观测中，很有可能发现一批极为稀有的天体或是完全新型的天体。 s d s s 的巡天虽然还在进行中，但已经取得了非常不错的结果。其 第一阶段的数据已经全部释放，其中包括了2 亿个天体的测光数据，7 0 万条星系光谱，9 万条类星体光谱，和1 9 万条恒星的光谱数据。s d s s 的第二期计划主要针对银河系结构的研究( s e g u e 计划) 和超新星巡天。 s d s s 探测到了星系的微引力透镜效应，由此可以确定星系中的总质量 和物质分布情况。发现了数万个新的类星体和种新型的类星体。确定 了银河系内上百个遥远恒星的距离，显示了银河系曾经吞并近邻小星系 的证据，从而改变了银河系结构的理论模型。发现了一批褐矮星，对恒 河北师范大学硕士学位论文 星形成与演化的理论提出了重要的观测限制。发现了许多太阳系内的暗 弱小行星。s d s s 还发现了一些极不寻常的天体，目前我们对其物理本 质尚不清楚。虽然目前s d s s 使用的望远镜在世界上只能算是中小型的， 但由于它选择了大视场巡天的目标，并使之达到了前所未有的深度、广 度和精度，因此s d s s 将会极大地推动人类对宇宙的认识。 3 2 样本选取 我们要建立一个i r a s 红外选s e y f e r t1 型星系的的样本，通过仔细 分析研究i r a s 红外选s e y f e r t l 的光谱特征，以便由其光谱特征的变化 是否相关来探知与其有关的物理量。我们样本中的目标源主要是通过两 个途径得到： 通过s d s s 中的q s o 星表和i r a s 巡天表交叉得到红外选的i 型活 动星系核样本( c a oe ta 1 2 0 0 5 ) ，交叉证认使用的是i r a s 巡天星表给 出的位置误差椭圆( e r r o re l l i p s e ) 和s d s s 巡天给出的位置坐标( 对于 光学观测其位置误差可以忽略) 。为了获得较完备和可靠的样本，我们 选取2 s i g m a 的置信水平作为交叉证认的判据。 通过交叉证认，我们总共挑选出1 7 1 个红外选的i 型活动星系核。 我们首先去掉部分信噪比差和光谱中有明显宿主星系恒星成分的光谱， 这样我们的样本共包含8 1 个i 型活动星系核，但是考虑到i r a s 在不同 波段的探测灵敏度，在研究活动星系核光学性质和红外性质的联系时， 我们只选取i r a s 在2 5 1 1m 和6 0 “i l l 有精确测量的i 型活动星系核。在 这个子样本中共包含2 5 个红外选的i 型活动星系核。 考虑到s d s s i r a s 样本的容量偏小，为了扩大样本和提高统计的置 信度，在我们的样本中加入w a n ge ta 1 ( 2 0 0 6 ) 列出的5 0 个i r a s 红外 选s e y f e r t1 5 型星系。这些源是由q s o s 和活动星系核的第十版的星表 河北师范大学硕士学位论文 ( v e r o ne ta 1 2 0 0 3 ) 与i r a s 巡天表交叉得到。这样，我们最终的主样本包 含8 1 个l 型活动星系核和5 0 个s e y f e r t1 5 型星系，子样本包含2 5 个红 外选的1 型活动星系核和5 0 个s e y f e r t1 5 型星系。 河北师范大学硕士学位论文 第四章数据处理 4 1 光谱的预处理 在对光谱进行谱线轮廓拟和和测量之前，首先要对光谱进行预处理， 这包括银河系红化改正和红移改正：i ) 银河系红化改正，由于银河系内 星际介质会吸收和散射来自遥远天体光，在光学波段不同波长处的消光 值是不同的，按照经典的瑞利散射公式，散射截面。一 ，所以波长 越蓝消光影响越大，为了得到天体本征的辐射，需要改正这些与源本身 无关的消光影响。我们使用i r a f 软件包中的d e r e d d e n 命令对所有光谱 做银河系消光改正，每个目标源根据各自的赤道坐标从n e d 中查出其消 光系数e ( b - v ) ，并且采用r v = 3 1 的银河系消光曲线( 刘学富，1 9 9 7 ) 。 f 菩 譬 嬖 二 曼 一 警 厩 图4 - 1 ：s d s s j l 7 1 4 1i 6 2 + 5 7 5 8 3 4 0 的光谱 河北师范大学硕士学位论文 2 ) 红移改正，由于宇宙学膨胀响应，在观测参考系中观测到的是红移之 后的光谱，需要改正到目标源的静止参考系来研究s e y f e r tl 的统计性质。 为了保证红移改正后的流量能够反应在静止参考系中观测到的流量，在 红移改正的同时还做了庀改正。红移改正使用i r a f 软件包中的d o p e o r 命令。图4 - 1 是s d s s j l 7 1 4 1 1 6 2 + 5 7 5 8 3 4 0 的光谱，已经做过银河系红 光和红移改正，图中标出了f e i i 发射线丛和hb ， o z l i x5 0 0 7 发射线。 4 2 扣除f e ii 发射线及减连续谱 我们样本中大多数目标源具有较强的f e l l 多重发射线，而且f e l l 的多重发射线因致宽而混合在一起形成发射线丛，这样会影响对连续谱 的测量，f e l l 发射线丛主要分布在h 口，【0 i i i 】娥4 9 5 9 ，5 0 0 7 的两侧( 4 2 0 0 - - 4 8 0 0a ，5 1 0 0 一5 6 0 0 a ) 并且与它们混合在一起，很难分解开，因此 f e l l 发射线丛会影响对h 卢，【o i i i 九4 9 5 9 ，5 0 0 7 发射线的测量，h e l l 发射线更是几乎完全与f e i i 的发射线丛混杂在一起。因此我们采用b g 9 2 的f e i i 发射线从模板来测f e l l 的流量并从其观测光谱中扣除。 b g 9 2 的f e l l 模板来自于n l s liz w1 ( p g0 0 5 0 + 1 2 4 ) 光谱中的 f e i i 发射线( 参见b g 9 2 中有关于观测p g0 0 5 0 + 1 2 4 的光谱，扣除其它 发射线和连续谱的陈述) 。用这一窄的f e l l 发射线( f w h m 一, 9 0 0k ms d ) 模板卷积宽度不同的高斯函数可得到线宽不同的f e l l 线模板，由于f e l l 发射线来自于宽发射线区，我们有理由认为f e l l 发射线的宽度等于h b 宽成分的宽度。对线宽不同的f e i i 线模板乘上不同的因子，即得到两维 的f e l l 谱模板库，其中一维是线宽，另一维是谱线的流量。 与b g 9 2 的方法不同，我们采取谱线x2 拟合的方法来同时扣除活 动星系核的连续谱和叠加上的f e l l 发射线丛，以最大程度减小人为误差。 在拟和过程中，我们采用幂率形式的连续谱工。c 1 , - a ，在必要的时候我们 拇北师范大学硕士学位论文 采用双幂率谱来拟和活动星系核的连续谱，其原因有可能是光谱中存在 宿主星系的贡献；同时，f e l l 发射线的宽度等于h b 宽成分的宽度。拟 合使用的是i r a f 的s t s 软件包中的s p e c f i t 命令。拟和区间一般是4 4 3 4 a , - , 4 6 8 5a 和5 1 0 0a ，5 4 0 0a ，同时要考虑避开强发射线，如h 口， 0 i i i ) , , 4 9 5 9 ，5 0 0 7 对拟和结果的影响。用目标源的观测光谱减去拟和 w 钠鼬m g l l l 任 图4 2 ：扣除f e l i 线减连续谱的流程。( 第一条谱线是做过银河 系消光和红移改正的光谱，第二条谱线是扣除f e i i 线减完连续谱的光 谱，第三条是拟和的最好的f e i i 谱模板，第四条是连续谱的谱线) 麓璺霹l嘉蝌量q 河北师范大学硕士学位论文 得到的连续谱和f e l l 发射线丛德到发射线谱。下一步，我们将在发射线 谱的基础上拟和和测量谱线参数。图4 2 展示了扣f e l l 线和连续谱的过 程。第一条谱线是做过银河系消光和红移改正的光谱，第二条谱线是扣 除f e l l 线减完连续谱的光谱，第三条是拟和的最好的f e l l 谱模板，第四 条是连续谱的谱线。 4 3 光谱的多成分拟和与测量 在拟和h 芦，【0 1 1 1 a l 4 9 5 9 ，5 0 0 7 ，h e l l 的发射线时，我们用两 个高斯轮廓来拟和。因为拟和一些轮廓不对称的谱线时，单个的高斯轮 廓是不能给出理想的拟和，而且一些宽线的轮廓可能对称，却不足以用 单个高斯轮廓来拟和。所以我们用两个高斯成分拟和发射线的轮廓，一 个窄成分，一个宽成分。在轮廓不对称的谱线中，用来拟和的两个高斯 成分的中心位置并不重合，而是有一个相对移动。采用1 r a f 软件包中的 s p l o t 任务可以测量孤立发射线的流量和宽度；i r a f 软件包中的s p e e f i t 任务是一个交互式光谱分析程序，可以测量混在一起的发射线，这一程 序可以拟和不同类型的发射线、吸收线和连续谱。拟和时要注意到发射 线轮廓的选择是依赖于活动星系核自身的物理性质的，所以选择模板、 波长范围及流量等要做到仔细。 用两个高斯轮廓拟和h 口发射线：一个窄成分，f w 删5 0 0k ms ， h 卢的窄成分与 o i i i 】窄成分产生区域相同，所以其窄成分的f w h m 和 【0 i i i 】窄成分的f w h m 大致相当；一个宽成分，主要产生在b l r 。 【o i i i a ) u 4 9 5 9 ，5 0 0 7 发射线在拟和中也采用了两个成分：一个是线宽跟 h 届相当的窄成分，一个是宽成分。由于 o i i i 7 , 九4 9 5 9 ，5 0 0 7 发射线的产 生环境非常的相似，则使用关系f s 0 0 7 ，f 4 9 5 9 = 3 ，和k 9 5 9 ，k 0 0 7 = 0 9 9 0 4 ( s t o r e y & z e i p p e n2 0 0 1 ；d i m i t r i j e v i 6e ta 1 2 0 0 7 ) ，这样可以减少 河北师范大学硬士学位论文 窄成分和宽成分拟合时的自由参量，提高拟合效率。h e i i z 4 6 8 6 的拟和 根据实际情况有的采用一个高斯成分拟和，有的采用两个高斯成分拟和， 可是由于h e l l 7 。4 6 8 6 线和f e l l 的发射线丛及h 口的宽成分混杂在一起， 拟和结果误差比较大。图4 - 3 是拟和 o i i i 】枞9 5 9 ，5 0 0 7 和h 鼻发射线的 过程，观测光谱和拟和光谱分别用重线和轻线标出； o i i i 】九k 4 9 5 9 ，5 0 0 7 和h 口的窄成分是点线，宽成分是长虚线；最下面的为残差谱。 钢 落 矗 w a v e l e n g t h ( 矗) 图4 3 ：拟和 o i i i 娥4 9 5 9 ，5 0 0 7 和h 芦发射线的过程。重线和轻线 分别是观测谱和拟和后的谱线；点线是 0 i i i 】k 九4 9 5 9 ，5 0 0 7 和h 卢的窄成 分，长虚线是它们的宽成分；最下面的为残差谱。 河北师范大学硕士学位论文 第五章处理结果及统计分析 5 1 数据处理结果 我们把主样本中各源的数据处理结果列在表5 1 中。其中： 第一列是样本中各源的名称；第二、三、四列分别是h 口n 、 h 口b 、f e l l 的等值宽度，h 届n 表示h 卢的窄成分，h 卢b 表示 宽成分，f e i i 的等值宽度是在波长x 4 4 3 4 a - 九4 6 3 4 a 之间计算 的；第五列是r f e ( 定义为f e l l 和hb 流量的比值) ：第六、七、 八列分别是h 卢1 1 、h bb 、【o i i i 9 5 0 0 7 的半高全宽( f w h m ) ；第九列是 【o i i i h 芦n 的流量之比；第十列是h , e 的宽成分线心相对其窄成分线心 的速度移动( v c l o c i t ys h i f ts ) ，此值如果是正的则表示h 口b 相对于 h 后1 1 是红移，是负的则表示h 届b 相对于h 卢n 是蓝移，其公式为： v ( h 声b ) = ( i h 卢b 一柚j 8 n ) x c ，, , h 口n ，其中c 为光速；第十一列 是【o i i i 】的线心相对于h 届窄成分线心的速度移动，其公式为： v ( o i i i 】) = ( a , o i i i 】一柚卢n 1 4 6 ) x c x h 口n ：其正负所表示 的意义同v ( h 口b ) 的意义一样，第十三和十三列分别是远 红外色指数a ( 6 0 ，1 0 0 ) ， a ( 6 0 ，2 5 ) ，其计算公式为； 口( 五如) = 一l o g f ( 如) f ( ) l o g ( 1 2 ：q ) 贝i j a ( 6 0 ，2 5 ) = 2 6 3 l o g f ( 2 5 ) f ( 6 0 ) 】，口( 1 0 0 ，6 0 ) = 4 5 l l o g ，( 6 0 ) f ( 1 0 0 ) 】；第十 四列是 o i i i 发射线的光度。 接下来我们在光谱测量结果的基础上进一步研究样本的统计性质。 为了解样本的总体性质，我们首先根据已知的本征量l 空间的相关关系 在主样本中检验样本的基本光学性质。我们用s p e a r m a n 相关系数来检验 河北师范大学硕士学位论文 表5 - 1 中所列出的不同列之间的相关性，列出一个相关性矩阵，表5 - 2 是 完整的s p e a r m a n 相关系数矩阵。其中r s 是s p e a r m a n 相关性系数，p s 是对应的相关性系数的拒绝概率，p s 一 一 o h u 、一 8 、- ， 3 q 一 ，_ 、 3 o d = 芒 罄 【l e 贫 一