（天体物理专业论文）利用sdss光谱数据研究恒星形成星系的金属丰度.pdf

摘要 本论文主要研究了恒星形成星系的氧丰度，测量方法以及定标 关系我们从s d s sd r 2 选了一个一4 0 0 0 0 的恒星形成星系样本 ( s a m p l ei 富金属) 。从s d s sd r 4 选取了5 3 1 个恒星形成星系，其 o i i i 九4 3 6 3 发射线的信噪比高于5 a ，以及从文献中摘录的1 6 4 个 有 0 i i i k 4 3 6 3 发射线的星系及h i i 区，组成我们的样本二( s a m p l e i i 贫金属) 。 我们利用 o i i i x 4 3 6 3 发射线根据t e 方法测量了样本二中6 9 5 个星系及h i i 区的氧丰度。对于从s d s sd r 4 选取的5 3 1 个星系，我们 利用t e 方法算出的氧丰度与m p a j h u 团队利用贝叶斯统计计算出的 氧丰度进行比较，大约一半的星系，贝叶斯统计将会高估氧丰度 n o 3 4d e x 。r 2 3 和r 2 3 - p 方法将会对氧丰度系统的商估一o 2 d e x 和 n o 0 6d e x ，r 2 3 和r z 3 一p 方法在转置区( 7 9 1 2 + i o g ( o h ) t 。 8 4 ) 不 能给出准确的氧丰度。由n 2 指数提供的氧丰度与t e 氧丰度基本一 致，但有一定的弥散。 利用富金属的样本一得到的 n i i h 口， n i i o i i i ， n i i o l i ， n l i s i i ， s i i h a “o i i i h p 与l o g ( r 2 3 ) 的观 测关系与模型预言的关系符合的很好，数据点主要分布在电离参数 q = 2 x 1 0 7 8 x 1 0 7 c ms q 范围内，比光致电离模型所给出电离参数q = 5 x 1 0 6 到3 x 1 0 8c ms 1 范围要窄。利用贫金属的样本二所给出的 n 2 ，0 3 n 2 ，s 2 指数与氧丰度的观测关系与模型预言的关系相吻合，但 对r 2 3 ，观测关系与模型预言的关系有一个显著的偏离。 我们利用样本一给出 n i i h a ， o i i i n i i ， n i i o i i ， n z i s i i 和 o i i i h 3 与氧丰度在富金( 8 敏1 2 + l o g ( o i h ) 9 3 ) 范围的定标关系。发现 n i i o i i 对富金属星系是一个很好的氧 丰度指数，由于它对电离参数的不敏感，但是由于二者波长上距离 较远因此要做正确的消光改正。利用样本二给出r z 3 ，n 2 ，0 3 n 2 ，s 2 指数与氧丰度在贫金属( 7 1 1 2 + l o g ( o h ) t 。 8 5 ) 范围的定标关 系，利用表征激发强度的p 参数来提高n 2 指数的定标精度，还发现 n 2 指数对氧丰度的定标可能受星系形成历史的影响。最后我们还计 算了大样本星系的氮元素丰度，讨论了氮元素的起源。 关键词：恒星形成星系，光致电离模型，氧元素丰度。 a b s t r a c t o u ra i m sa r et os t u d yt h eo x y g e na b u n d a n c eo ft h es t a r - f o r m i n g g a l a x i e s ，t os t u d yt h ee s t i m a t i n g m e t h o d sa n dt h ec a l i b r a t i o n r e l a t i o n s w es e l e c tal a r g es a m p l eo f 一4 0 ，0 0 0s t a r - f o r m i n gg a l a x i e s f r o ms d s sd r 2d a t a b a s ea st h em e t a l r i c hs a m p l ei ，a n ds e l e c t5 31 s t a r - f o r m i n gg a l a x i e sf r o mt h es d s sd r 4d a t a b a s e w i t hs t r o n g e m i s s i o nl i n e s ，i n c l u d i n g 【o i i i x 4 3 6 3d e t e c t e da tas i g n a l t o n o i s e r a t i oh i g h e rt h a n5 0 ，a sw e l la s16 4g a l a x i e sa n dh i ir e g i o n sf r o mt h e l i t e r a t u r ew i t he l e c t r o nt e m p e r a t u r em e a s u r e m e n t s t h e ya r eo u r m e t a l p o o rs a m p l ei i w ed e t e r m i n et h eg a s p h a s eo x y g e na b u n d a n c e sf o rt h es a m p l ei i o f6 9 5g a l a x i e sa n dh i ir e g i o n sw i t hr e l i a b l ed e t e c t i o n so f 【o i i i x 4 3 6 3 ，u s i n gt h er e l i a b l ea n dd i r e c tt e m p e r a t u r e - s e n s i t i v e ( t e ) m e t h o d o fm e a s u r i n gm e t a l l i c i t y w ec o m p a r eo u r ( o h ) t cm e a s u r e m e n t so f t h es d s ss a m p l ew i t ht h ea b u n d a n c e so b t a i n e db yt h em p a j h u g r o u pw h ou s e d t h ep h o t o i o n i z a t i o nm o d e l s ( c h a r l o t & l o n g h e t t i 2 0 01 ) b a y e s i a nt e c h n i q u e f o rr o u g h l yh a l f o ft h es a m p l et h e b a y e s i a na b u n d a n c e sa r eo v e r e s t i m a t e db y “0 3 4 d e x ，p o s s i b l yd u e t ot h et r e a t m e n to fn i t r o g e ne n r i c h m e n ti nt h em o d e l st h e yu s e d t h e r 2 3a n dr 2 3 - p m e t h o d ss y s t e m a t i c a l l yo v e r e s t i m a t et h eoa b u n d a n c e b yaf a c t o ro fn 0 2 d e xa n dn 0 0 6 d e x ，r e s p e c t i v e l y t h en 2i n d 6 x r a t h e rt h a nt h e0 3 n 2i n d e xp r o v i d e sm o r ec o n s i s t e n toa b u n d a n c e s w i t ht h et e - m e t h o d ，b u tw i t hs o m es c a t t e r t h eo b s e r v e dr e l a t i o n sb e t w e e n 【n i i h a ， 【o i i i n i i ， n i i o i i ，【n i i s i i ， s l i h a ， o i i i h pa n dl o g ( r 2 3 ) f r o ms a m p l e ia r ec o n s i s t e n tw i t ht h o s ee x p e c t e df r o mt h ep h o t o i o n i z a t i o nm o d e l s o fk e w l e y & d o p i t a ( 2 0 0 2 ) h o w e v e r m o s to ft h ed a t as p r e a di na r a n g eo fi o n i z a t i o np a r a m e t e rqf r o m2 x 1 0 7 t o8 x 1 0 7 c ms 一，n a r r o w e r t h a nt h a tp r e d i c t e db yt h em o d e l s t h er e l a t i o n so fn 2 0 3 n 2a n ds 2 w i t h l o g ( o h ) x e a r ec o n s i s t e n tw i t ht h e p h o t o i o n i z a t i o n m o d e l c a l c u l a t i o n so fk e w l e y & d o p t i t a ( 2 0 0 2 ) b u tr 2 3d o e sn o tm a t c h i l l w e l l u s i n gal a r g es a m p l eo f 4 0 ，0 0 0s t a r f o r m i n gg a l a x i e ss e l e c t e d f r o ms d s sd r 2 ，w ed e r i v e a n a l y t i c a l c a l i b r a t i o n sf o r o x y g e n a b u n d a n c ef r o ms e v e r a l m e t a l l i c i t y - s e n s i t i v e e m i s s i o n l i n er a t i o s ： n i i h a ， o i i i n i i ， n i i o i i ， n i i s i i a n d 【o i i i h pf o rt h e m e t a l r i c h g a l a x i e s ( 8 5 1 2 + i o g ( o ，h ) 9 3 ) t h i s c o n s i s t e n ts e to f s t r o n g l i n eo x y g e na b u n d a n c ec a l i b r a t i o n sw i l lb eu s e f u lf o rf u t u r e a b u n d a n c es t u d i e s a m o n gt h e s ec a l i b r a t i o n s ， n i i o i i 】i st h eb e s t f o rm e t a l r i c h g a l a x i e s d u et oi t s i n d e p e n d e n c e o ni o n i z a t i o n p a r a m e t e ra n dl o w s c a t t e r d u s te x t i n c t i o nm u s tb ec o n s i d e r e d p r o p e r l y a tf i r s t w ea l s od e r i v e a n a l y t i c a l c a l i b r a t i o n sf o r l o g ( o h ) - r ef r o mr 2 3 ，n 2 ，0 3 n 2a n ds 2i n d i c e so nt h eb a s i so ft h e s a m p l ei i ，i n c l u d i n g t h ee x c i t a t i o np a r a m e t e rpa sa na d d i t i o n a l p a r a m e t e ri nt h e n 2c a l i b r a t i o n w ea l s oe s t i m a t et h en i t r o g e n a b u n d a n c e so ft h el a r g es a m p l e 4 0 ，0 0 0g a l a x i e s ，w h i c ha r ev e r y u s e f u lt or e f l e c tt h eo r i g i n so fp r i m a r ya n ds e c o n d a r yc o m p o n e n to f n i t r o g e ne l e m e n t k e y w o r d s ：s t a r - f o r m i n gg a l a x i e s ，p h o t o i o n i z a t i o nm o d e l ，o x y g e n a b u n d a n c e i v 河北师范大学硕士学位论文 第一章引言 1 1 恒星形成星系氧元素丰度 金属丰度是表征星系特征的重要参量，对于理解星系的形成与 演化有重要的意义。“金属丰度”一词已经被广泛应用于天文研究 领域，恒星的金属丰度通常指其铁元素的丰度，而对星系介质及星 系而言，通常是指氧( o ) 元素的丰度。本文讨论的星系的金属丰 度主要指正在形成恒星的星系中气相的o 的丰度，以o 与氢数目的 比值来表示，并不涉及椭圆星系中由恒星吸收所表征的金属丰度。 恒星形成星系( 星暴星系) 是指正在进行剧烈恒星形成活动的星系， 形成大质量的o b 型星，表面温度很高，可以达到3 5 0 0 0 5 0 0 0 0 k ， 辐射出大量的紫外光子。这些紫外光子被星际气体中的原子或离子 吸收，引起光致电离，形成光致电离区。由碰撞激发产生许多禁线， 如 o i i l a , 3 7 2 6 ，3 7 2 9 ， o i i i x x 4 9 5 9 ，5 0 0 7 ， n i i x x 6 5 4 8 ，6 5 8 3 ， s i i x a , 6 7 1 7 ，6 7 3 l 等等( 尤俊汉，天体物理中的辐射机制，1 9 9 8 ) 。以及由复合辐射产生的巴耳末线系，通过这些强发射线可以很 好的来研究星际气体的金属丰度。随着观测设备的不断提高与发 展，人们已经获得越来越多的星系( 近邻星系，中等红移及高红移 星系) 金属丰度的观测资料，光致电离模型方面也取得了很大进展， 这些对于理解星系中金属及恒星成分的累积历史有非常重要的作 用。星系的演化主要指构成它的恒星成分的演化，恒星的形成会消 耗气体，恒星会发光和产生能量，恒星合成了宇宙中几乎所有比 h e 更重的元素( 少量l i ，b e ，b 除外) 。星系中的恒星及气体成分 的化学元素丰度如化石一样记录着其恒星形成的历史，反映出其目 前的演化状况。通过大样本星系金属丰度的研究能够更好的理解星 系的形成和演化。 为了研究星系的化学演化，因此我们想从星系的观测资料中得 到尽可能准确的金属丰度。目前，计算星系金属丰度的最直接和最 准确的方法是利用电子温度t e 估计出离子的丰度，这是因为t e 对化 学丰度很敏感，较高的化学丰度由于碰撞激发会增加星云的致冷， 河北师范大学硕士学位论文 导致h i i 区的温度变低。电子温度t e 可以通过极光谱线( a u r o r a l l i n e ) o i i i 】9 4 3 6 3 与更低激发态的谱线【0 1 1 1 x 九4 9 5 9 ，5 0 0 7 的比值 来确定。通过t e 来直接估计星际介质化学丰度的方法称为“t e 方 法”。但只有在极贫金属环境下 o i i l l x 4 3 6 3 线才有可能被观测到， 而在富金属环境下，由于金属离子的有效致冷，【0 i i i x 4 3 6 3 等极光 谱线将会变的非常弱，甚至无法测到。因而，对于富金属星系，通 常采用的是由强发射线比值的经验方法来估计其h i i 区整体的金属 丰度，常用是“r 2 3 方法” 即：r 2 3 = 馊业燮骂崭产幽 根据经验定标来估计氧元素的丰度( 即1 2 + l o g ( o h ) 的值) 很多 天文工作者给出了经验的定标关系( 如p a g e l e ta 1 1 9 7 9 ： e d m u n d s p a g e l1 9 8 4 ：t o r t e s p e i m b e r t e ta 1 1 9 8 9 ： s k i l l i l a he ta 1 1 9 8 9 ；m c g a u g h1 9 9 i ；k o b u l n i c k ye ta 1 1 9 9 9 ， 此后简称k 9 9 ；t r e m o n t ie ta 1 2 0 0 4 ，此后简称t 0 4 ；s a l z e re t 图1 ；表示1 2 + l o g ( 0 h ) 与l o g ( r ，) 的关系图。图中三种不同 颜色的线是来自不同文献中的定标关系。细节请见t 0 4 2 河北师范大学硕士学位论文 a 1 2 0 0 5 等。) k e y l e y d o p i t a ( 2 0 0 2 此后简称k d 0 2 ) 把电离 参数加进了定标关系中。然而，r 2 3 和1 2 + l o g ( o h ) 的关系存在双 值问题，见图l ，分为上分支( 富金属支) 和下分支( 贫金属支) ， 存在一个转置区( 7 9 l o g ( o h ) 8 , 4 ) 。另外尘埃消光对r 2 3 参 数影响也很大，主要是由于 o l ux 3 7 2 7 处在蓝端，在波长上距 o i i i 】，及h b 较远。这时有一些其它的强发射线比值非常有用， 例如 n i i h a ， n i i o i i i ，【n i i o i i ，【n i i s i i ， s i i h a ，【o i i i hj 3 ，( 【s i i 】+ 【s i i i 】) h p 。关于这些强发射线比值和氧元 素丰度的定标关系可见d e n i c o l 6e ta 1 ( 2 0 0 2 ，此后简称d 0 2 ) ； p e t t i n i & p a g e l ( 2 0 0 4 ，此后简称p p 0 4 ) ；p c r e z m o n t e r o & d t a z ( 2 0 0 5 ) ；l i a n ge ta 1 ( 2 0 0 6 ) ；n a g a oe ta 1 ( 2 0 0 6 ) 利用强发射线比求氧元素丰度的定标关系通常以两种形式 给出：采用光致电离模型( 如m c g a u g h1 9 9 1 ，k d 0 2 ，t 0 4 ) ；利 用t e 方法直接得到氧元素的丰度然后给出与这些强发射线比的 完标( 如p a g e le ta 1 1 9 7 9 ，d 0 2 ，p p 0 4 等) 。k d 0 2 利用星族 猞成理论和光致电离模型，得出了一套电离参数和基于强发射线 比的氧元素丰度诊断指数。它完全是从理论模型出发预言了一些 事度诊断指数与氧元素丰度所存在的关系。现在s d s s ( s l o a n d i g i t a ls k ys u r v e y ) 提供迄今为止最大的观测样本，使我们可 以直接从观测的大样本中得出定标关系，进而对理论模型验证提 供了可能。因此我们利用s d s sd r 2 的子样本对k d 0 2 的模型预 言结果进行了验证，观测数据与理论模型所期望的关系基本上是 一致的。目前，虽然对于估计h i i 区或者恒星形成星系的整体氧 元素丰度存在一些定标关系，他们来自模型或者观测数据，但是 他们所采用的样本比较小，s d s s 给我们提供了均匀而完整的大 样本，使我们可以比较由不同的定标关系得出的氧元素丰度是否 相同，或者更好的理解它们存在的系统差异。同时，我们也可以 利用s d s s 提供的大样本对一些氧丰度诊断指数重新定标，给出 更准确可靠的定标关系( 如 n i i h a ，i n i i o i i i ， n i i 】 o i i ， n i i s i i ， s i i h a ， o i i i h b v s 1 2 + 1 0 9 ( o 0 ) ，l i a n ge ta 1 2 0 0 6 ，y i ne ta 1 2 0 0 7 等) 。 1 2 恒星形成星系氮元素丰度 3 河北师范大学硕士学位论文 氮元素的起源问题已经经过了很长时间的争论( s h i e l d se t a 1 1 9 9 1 ，v i l a c o s t a s e d m u n d s1 9 9 3 ，c e n t i n ie ta 1 2 0 0 2 。a n d k e n n i c u t te ta 1 2 0 0 3 ，i z o t o ye ta l 。2 0 0 6 ) 。一般认为氮元素是 在氢燃烧的过程中在c n o 循环过程中产生的。目前一股认为氮元素 是来源于两种成分：初级( p r i m a r y ) 和次级( s e c o n d a r y ) 成分。 在s e c o n d a r y 合成的情况下，氧元素和碳元素已经在前一代恒星中 生产出来，氮元素是在现在今的这一代恒星中生产出来，所以在这 种情况下，氮元素应该正比于它们初始的重元素丰度。s e c o n d a r y 氮元素的产生应该是所有质量的恒星都有贡献。在p r i m a r y 合成的 情况下，氧元素和碳元素在现今这一代恒星中在c n o 循环之中生产 出的，而不是在前一代恒星中生产出的，氮元素的生产应该与初始 的重元素丰度无关。p r i m a r y 的氮元素的生产主要是在中等质量恒 星中进行的。所以说n o 丰度比和o h 之间的关系是研究星系氮元 素起源的关键。本文中利用s d s s 提供的独一无二的大样本对这一 问题进行了讨论。 第二章数据样本 2 1 概述 s d s s ( s 1 0 a nd i g i t a ls k ys u r v e y ) 计划是迄今为止最知名 的大面积天区数字巡天计划之一，主要由美国a l f e r dp s l o a n 基 金会资助。s d s s 主要使用位于美国新墨西哥州的a p a c h ep o i n t 天文台一台口径为2 5 米的3 度视场望远镜。由于s d s s 装备着 1 2 亿象素照相设备，它可以同时观测1 5 平方度的天区，也就 是满月面积的八倍。s d s s 的测光系统利用6 x 5 的c c o 阵列同时 对天体进行5 个波段( u ，g ，r ，i ，z ) 的测光观测，这5 个波段的中心 波长分别为3 5 4 0 ，4 7 7 0 ，6 2 3 0 ，7 6 3 0 ，9 1 3 0 埃。光谱摄谱仪能 够在一次观测中超过6 0 0 个星系或者类星体的光学波段的光谱。 s d s s 的观测光谱样本包含两个部分；一个r 波段极限星等为 1 7 7 7 的主星系样本( s t r a u s se ta 1 2 0 0 2 ) ，以及一个同时使用流 量和颜色来选择的r 波段极限星等为1 9 5 的亮红星系样本( l r g s ， e i s e n s t e i ne ta 1 2 0 0 1 ) ，其光谱采用自适应光学系统( b l a n t o ne ta 1 4 河北师范大学硕士学位论文 2 0 0 3 ) ，使用一对c c d 光纤摄谱仪来完成观测。观测完后使用自 动数据处理软件进行光谱数据处理和红移确定。光谱的波长范围 是3 8 0 0 埃到9 2 0 0 埃。光谱分辨率r 1 8 0 0 。光纤的孔径是3 ”专 门设计的软件系统可以与望远镜观测到的庞大数据流保持同步。 由于它拥有这些优势，使s d 8 s 是至今为止人类最雄心勃勃的图 象巡天和光谱巡天项目，它的巡天面积已经覆盖全天的四分之一 天区。宽阔的天区和较深的巡天极限以及s d s s 无与伦比的大样 本及其非常棒的一致性使得s d s s 非常适合研究宇宙大尺度结构 和本星系群。 2 2 样本选择 本文用到了两个数据样本。样本一：我们从s d s s 第二次释 放的数据选取了一个约4 0 0 0 0 星系子样本，这个大样本主要是富 金属的恒星形成星系。样本二：我们从s d s s 第四次释放的光谱 数据中选出5 3 1 个星系，这些星系的光学谱线 o i i i 九4 3 6 3 的信 噪比大于5 0 ，以及从文献中收集了1 6 4 个蓝致密星系和h i i 区， 同样有可观铡 0 i i i 九4 3 6 3 谱线，这个样本主要是贫金属样本。 2 2 1 样本一( s a m piei ) 样本一是从s d s s 第二次释放的数据选取的一个子样本，具体 选取步骤如下：s d s sd r 2 的邂天面积一2 6 2 7 平方度，观测到的星 系的光学光谱是2 6 0 4 9 0 个( a b a z a j i 8 ne ta 1 2 0 0 4 ) 。利用s c h l e g e le t a 1 ( 1 9 9 8 ) 的红化图把银河系的前景消光改正掉，这时我们只选择 p e t r o s i a nr 星等在1 4 5 星等 r 0 6 1 ( 1 0 9 ( n 刀h a ) - 0 0 5 ) + i 3 ( 2 2 - 1 ) 5 河北师范大学硕士学位论文 s d s s 的合作团队h p a h u 已提供了数据样本的一些特征参数， 如红移，星系质量，氧元素的丰度，一些发射线流量等等，我们 选择的这个恒星形成星系样本中，m p a j h u 给出它们的氧元素丰 度，其丰度是由t 0 4 使用一个用来解释星系积分光谱的模型 ( c h a r i o t & l o n g h e t t i2 0 0 1 1 来同时拟合所有的最明显的几条主 要发射线( o i i ，h a ，【o i i i ，h p ，【n 1 1 ，【s l i 】) ，从而用统计的方 法估计了恒星形成星系的氧元素的丰度。 t 0 4 也讨论到了光纤3 ”孔径对测光的影响，他认为当红移在 0 0 3 z o 0 4 时能够使星系2 0 的光进入孔径。这时我们可以得到星系的可靠 金属丰度值以及其它参数。因此我们的样本星系的红移范围在 0 ，0 4 z 0 2 5 ，此时剩下4 0 6 9 3 个样本。 我们仅选择有 o i i ，h a ，【o i i i ，h p ，【n i l ，f s l i 流量观测植的 样本，同时我们要求h c ，h p ， n i l 的发射线的信噪比要大于 5 a ，这时仅留下3 9 0 2 9 个数据样本。我们最后对这些星系的发射 线流量进行消光改正，利用巴耳末线比h a h b ，假设是c a s eb 的情况( 等离子体对于莱曼光是光学厚的，但对其它波长的的辐 射是透明的) h a h p 的本征流量比为2 8 6 ( o s t e r b r o c k1 9 8 9 ) ， 即： ， ( 等，旦) = 牮业) m t r l 0 。盯m 饵绷 ( 2 - 2 - 2 ) i h 8i h 响 其中f ( h a ) - f ( h f l ) = o 3 7 ，在v 波段的消光星等a v = e ( b v ) r v = c r y 1 4 7 ( m a g ) ，r v = 3 1 ，因此我们可以得到v 波段的消光星等 ( s e a t o n1 9 7 9 ) 。 通过对最初母样本的一系列的限制条件，最终我们得到了 一4 0 0 0 0 恒星形成星系样本。其金属丰度范围在8 5 1 2 + l o g ( o h ) 9 5 ，属于富金属样本星系。 2 2 2 样本二( s a m p10 ii ) 6 河北师范大学硕士学位论文 样本二主要是包括了在光学光谱中有可观测的 o r e 九4 3 6 3 谱线恒星形成星系和蓝致密星系以及h i i 区，取自s d s sd r 4 和 一些相关文献。 s d s s 的第四次释放的数据覆盖的天区面积一4 7 8 3 平方度， 多于5 0 0 0 0 0 个星系的光学光谱( a d e l m a n m c c a r t h ye t a 1 2 0 0 8 ) 。我们首先按照选择样本的限制条件对s d s sd r 4 进行 限制，同样用巴耳末线比h a h p 对所选的样本星系进行消光改 正。但是我们要求h a ，【o i i i a , 4 3 6 3 ，h p ，【n i l ，【s i i 】的发射线流量 的信噪比均要大于5 a ，以便保证我们能得到可靠的电子温度和 电子密度，从而得到可靠的星系的氧元素丰度。最后我们从s d s s d r 4 选择的样本只有5 3 1 个样本星系。 图2 ：用3 1w e 方法计算的氧元素丰度与文献中给出的t e 金属丰度的比较，该图中的数据点只包含样本二中从文献选 的1 6 4 个样本。 为了扩大含有 o i i i 4 3 6 3 发射线的数据样本，我们从文献 摘录了5 4 个贫金属的蓝致密星系和1 1 0 个h i i 区。这些数据主 要来自i z o t o ve ta 1 ( 1 9 9 4 ，1 9 9 6 ，1 9 9 7 a ，b ，1 9 9 9 ，2 0 0 l a ，b ，2 0 0 4 ) ， i z o t o v & t h u a n ( 1 9 9 8 a ，b ，1 9 9 9 ，2 0 0 4 ) ，v a nz e e ( 2 0 0 0 ) ，k n i a z e ve t 7 河北师范大学硕士学位论文 a 1 ( 2 0 0 0 ) ，v i l c h e ze ta 1 ( 2 0 0 3 ) ，g u s e v ae ta 1 ( 2 0 0 3 a ，b ，c ) ， m e l b o u r n ee ta 1 ( 2 0 0 4 ) ，和l e ee ta 1 ( 2 0 0 4 ) 。 我们利用3 2 “t e 方法”重新计算了它们氧元素的丰度， 它们的金属丰度的范围是7 1 1 2 + l o g ( o h ) t 。 8 4 。为了检查我 们的计算结果，与原文献给出的t e 丰度进行了比较，可见图2 ， 这些非常小的差别可能来自所采用的不同的原子数据。 我们整个样本二包含有6 9 5 个恒星形成星系及h i i 区，氧元 素丰度范围在7 1 1 2 + l o g ( o h ) t 。 8 5 ，属于贫的，中等富金属 的观测样本。其氧元素丰度都是通过“t e 方法”而得到的。 第三章t e 氧丰度以及与强发射线比氧丰度的比较 本章主要介绍测量氧丰度最可靠的方法t e 方法，以及由t e 方法测量我们样本二的氧元素丰度，以此为基础，与由其他强线 线比所计算出的氧元索丰度相比较。 3 1t e 方法 估计恒星形成星系氧元素丰度的直接方法是通过测量其电子温 度来估计离子丰度。通常是假定两个发射区，一是发射 o r e 线 的高电离区，电子温度为t e ( o i l l ) ，相应的离子丰度为0 ”h + ： 另一个是发射【o l i 的低电离区，电子温度为t e ( o i i ) ，相应的 离子丰度为0 + h + ；将不同能态的离子的丰度相加，则得到总的 氧元素丰度，即，估计氧元素丰度时包含了假设： dd +d ” 一h5 面了+ i f 。严格来讲，总的离子丰度还应该包含未看到 的电离态，如0 ”，是采用电离修正因子( i c fi o n iz a t i o n c o r r e c t i o i lf a c t o r ) 对能够看到的电离态进行电离修正季导到。 但对氧元素而言，丰富的0 + 和0 ”已经基本上包含了h i i 区光学 光谱的绝大部分电离能态，高价离子0 3 + 引起的修正非常小，可以 忽略不计。 可以通过高激发态的极光谱线，如【o i i i ) 。4 3 6 3 ，与低激发 态谱线r 0 i i i x x 4 9 5 9 ，5 0 0 7 的线比来确定t e ( o i i i ) 。在贫金属 的h i i 区中，星际介质中的致冷离子( 或原子) 很少，等离子体 8 河北师范大学硕士学位论文 的温度很高，处于0 “的高能态粒子数布局较多，此时光谱中 有明显的【0 i i i 】九4 3 6 3 发射线；而在较富金属的环境下，如我们 的银河系或者大麦哲伦云，重元素的增加增强了致冷效果。温度 降低，向高能级的碰撞激发减少，因而对温度敏感的【o i i i 】z 4 3 6 3 线很少能教探测到， o i i i x a , 4 9 5 9 ，5 0 0 7 等激发电势比较低的谱 线则很容易被观测到。下面将给出估计等离子体中的电子温度t e ( 0 i i i ) ，t e ( 0 i i ) 及离子丰度的一般方法，并给出i z o t o v 等 人( 2 0 0 6 ) 及p i l y u g i n 等人( 2 0 0 6 ) 最近采用的解析计算公式， 3 1 1 测量电子温度l e ( 0 l li ) 首先是由 0 i i i k 4 3 6 3 与 0 i i i x x 4 9 5 9 ，5 0 0 7 的流量比值估 计电子温度t e ( o i i i ) ，这是一个迭代程序，方程两边均包含 t 3 = 1 0 。t e ( o m ) ： 1 4 3 2 l = 一 1 0 9 ( 2 4 9 5 9 + 2 5 0 0 7 ) a 4 3 6 3 一l o g g 吼q = ( 8 4 4 1 。+ 0 5 ：3 0 。髯) t l + 鬲o o 面0 0 虿4 x 3 ( 3 一l 一2 ) 其中，为= 1 0 4 矿一栉。是电子密度，单位为c n l 。因为电子密 度穆总是小于1 0 4 c ：m 一，所以包含而的项并不重要，可以略去 此时，离子丰度0 ”h + 为： 1 2 + l o g ( o h h + ) = 1 0 9 0 1 1 1 1 2 4 9 5 9 - + i f 1 0 1 1 1 2 5 0 0 7 + 6 2 0 0 + 1 _ 2 5 1 j 即t 3 ( 3 1 3 ) - 0 5 51 0 9 g - 0 0 1 心 同时，离子丰度o + h + 为： 1 2 + l o 卯+ h + ) - l o g 毕+ 5 9 6 l + 半 1 胃， 2 ( 3 1 4 ) 一o 4 0 l o g t 2 一o 0 3 4 t 2 + l o g ( 1 + 1 3 5 x 2 ) 9 河北师范大学硕士学位论文 其中，恐= 1 矿吃矿5 ，同上。 两区的电子温度t e ( o i i i ) ，t e ( o i i ) 通常采用g a r n e t t ( 1 9 9 2 ) 由光致电离模型计算得到的； t 2 = o 7 t3+o3(3-i-5) p i l y u g i ne ta 1 ( 2 0 0 6 ) 也给出一些其它关系 3 。1 2 测量电子密度嚏 电子密度愿可以通过观测碰撞退激发的效应来测得，通过比 较相同离子所发射的处于不同能级却有几乎相同激发能的两条 谱线的强度来确定，此时两个能级的相对激发率只依赖与碰撞强 度之比。如果两个能级有不同的跃迁几率，或不同的碰撞退激发 率，两个能级的相对数目则只依赖于密度，发射出的谱线的强度 也将同样依赖于密度。通常用来测量电子密度的光学发射线的比 值可以是【o i i 】x 3 7 2 9 o i i x 3 7 2 6 和【s i i x 6 7 1 7 s i i x 6 7 3 l ( 尤俊 汉，天体物理中的辐射机制。1 9 9 8 ) 。但是目前望远镜的分辨 率不足以将两条【o i l 】线分开，表现为【0 1 1 x 3 7 2 7 ，所以一般采用 【s i i 】的双线比来计算电子密度。实际工作中可以用i r a f 软件包 中的t e m d e n 任务( d er o b e r t i s ，d u f o u r & h u n t1 9 8 7 ；s h a w & d u f o u r1 9 9 5 ) 来计算得出电子密度。在本论文中，我们利用【s i i 】 的双线比来计算样本二的电子密度，从s d s sd r 4 选出的5 3 1 个 星系中，有1 1 8 个星系的【s i i 】的双线比值超过了1 4 3 1 ，由i r a f 软件包中的t e m d e n 任务不能计算其电子密度， s i i 的双线比 值超过1 4 3 1 的原因很可能是因为观测误差所致，我们令它们的 比值等于1 4 3 l 来计算它们的电子密度，因为电子密度嘿总是小 于1 03 c m 一，由含有，罨的工：，毛表达式可知，这将不会明显影 响由t e 方法计算的金属丰度值。 因为样本二( s a m p l ei i ) 主要是贫金属的数据样本，因此都 有计算电子温度所用到的【o i i i x 4 3 6 3 发射线。我们利用上述所 提到的t e 方法去计算样本的金属丰度。得到金属丰度范围是7 1 1 2 + l o g ( o h ) t 。 8 5 ，其不确定性为o 0 4 4 。电子温度的不确 定性为5 0 0 k 。关于从s d s sd r 4 选出的5 3 1 个恒星形成星系的 相关参数都列在表一中。 i o 河北师范大学硕士学位论文 3 2 贝叶斯( b a y e s ia n ) 金属丰度 h p a j h u 团队使用一个用来解释星系积分光谱的模型 ( c h a r i o t l o n g h e t t i2 0 0 1 ) 来同时拟合所有的最明显的几条主 要发射线( 【o i i ，h a ，【o i i i ，h p ，【n i i ，【s i i 】) ，从而用贝叶斯 ( b a y e s i a n ) 统计的方法估计了恒星形成星系的氧元素的丰度， 可见t 0 4 文献中论述。我们从s d s sd r 4 选出5 3 1 个样本星系中， 由于它们有高信噪比的 0 1 1 1 1 a 4 3 6 3 发射线，我们已经利用3 1 的t e 方法计算了它们的氧元素丰度，它们的丰度范围是7 6 1 2 + l o g ( o h ) t 。 8 5 ，见图3 1 所示。当我们比较由t e 方法计算 的氧元素丰度和由贝叶斯( b a y e s i a n ) 统计而得的氧元素丰度时， 我们惊奇的发现：大约有一半( ”2 2 7 ) 的星系，由贝叶斯 ( b a y e s i a r l ) 统计而得的氧元素丰度要比t e 方法计算的氧元素 丰度高估n 0 3 4 d e x ，见图3 - l a 。 原因可能是在他们所采用的模型方法中对氮元素的来源的 处理过于简单，尤其是在贫金属到富金属的过渡区。他们是用一 个用来解释星系积分光谱的模型( c h a r i o t & l o n g h e t t i ，2 0 0 l ， h e r e a f t e rc l 0 1 ) 来同时拟合最明显的几条主要发射线( 【o i l 】，h a ， 【o i i i ，h p ，【n i i 】，【s i i 】) ，从而用贝叶斯( b a y e s i a n ) 统计的方法 估计了恒星形成星系的氧元素的丰度。在他们计算氧元素丰度 时，与其它强线比方法不同的是，它们同时拟合几条最主要的光 学谱线【o i i x x 3 7 2 6 ，3 7 2 9 ，h p ，o i i i z 9 4 9 5 9 t5 0 0 7 ，h a ，【n i i 】 九6 5 8 3 ，【s i i 】九九6 7 1 7 ，6 7 3 1 。因而其中任何一种元素与氧元素的 比值x o 都会对计算氧元素丰度造成一定的影响。通过我们计算 发现两种方法得到的氧元素丰度的偏差与l o g ( n o ) 有线性相关。 见图3 1 b 。我们将利用贝叶斯( b a