金屬豐度的研究對于理解星系形成與演化的各種物理過程

摘要金屬豐度的研究對于理解星系形成與演化的各種物理過程具有重要意義。一方面，隨著觀測技術(shù)的進(jìn)步，人們獲得越來越多的星系樣本，并通過分析得到大量關(guān)于金屬豐度與星系宏觀性質(zhì)之間的關(guān)系，這些關(guān)系為星系形成和演化理論模型的建立提供了很強(qiáng)的約束。另一方面，對星系形成和演化模型的深入研究又可提出新的觀測預(yù)言，從而促使人們不斷地改進(jìn)觀測方法和觀測技術(shù)。Storchiet.al(1998)利用活動星系窄線區(qū)最容易觀測到的三組發(fā)射線流量比（，，）對光致電離模型進(jìn)行限制，擬合出兩個(gè)活動星系核金屬豐度的定標(biāo)公式，并從其他研究者的文獻(xiàn)中搜集觀測資料對定標(biāo)公式進(jìn)行了驗(yàn)證。但當(dāng)時(shí)可供Storchiet.al使用的觀測資料十分有限，一共才11個(gè)活動星系樣本，這種小的觀測樣本遠(yuǎn)不足以驗(yàn)證定標(biāo)公式的正確性。因此，在更大的范圍內(nèi)用更多的觀測樣本對定標(biāo)公式進(jìn)行驗(yàn)證顯得十分必要。近年來，隨著越來越大口徑觀測設(shè)備的投入使用，特別是空間多波段觀測設(shè)備的投入運(yùn)行，有許多數(shù)據(jù)資料以很快的速度發(fā)表和釋放。特別是，基于SSDSDR4的海量活動星系核所獲得的最新結(jié)果，而且由于SSDS的樣本非常大，可以定量估計(jì)數(shù)據(jù)的彌散程度，能夠很好地對標(biāo)定公式進(jìn)行驗(yàn)證，并探究活動星系核金屬豐度的分布規(guī)律。本文中，我們將SSDSDR4觀測資料帶入定標(biāo)公式分別計(jì)算了Seyferts和LINERs的O豐度，二者的O豐度分布比較符合Storchiet.al給出的結(jié)果（的范圍內(nèi)活動星系核的個(gè)數(shù)最多）；對二者進(jìn)行比較，發(fā)現(xiàn)盡管他們在豐度分布的彌散程度上有一定的差異，但總體的走勢卻符合得非常好，這說明Storchiet.al的定標(biāo)公式在Seyferts和LINERs中普遍適用。這個(gè)結(jié)論也與近年來人們對LINERs的全新認(rèn)識是一致的，即當(dāng)前人們認(rèn)為LINERs表現(xiàn)為非常低光度的Seyfert星系。關(guān)鍵詞：活動星系核；金屬豐度；光致電離模型AbstractTheresearchofmetalabundanceisofgreatsignificancefortheunderstandingoftheformationofgalaxyandevolutionofvariousphysicalprocesses.Ononehand,withtheadvancesinobservingtechnology,peoplegetmoreandmoregalaxysamplesandobtainmassiverelationshipsbetweenmetalabundanceandthemacroscopicpropertiesofgalaxiesbyanalyzing,theserelationsprovideastrongconstraintforestablishmentofthetheoricalmodelofformationandevolutionofgalaxies.Ontheotherhand,thein-depthstudyofformationandevolutionofgalaxywillalsoproposenewpredictionsforobservation,leadingtocontinuousimprovementofmethodsofobservationandobservationtechniques.

Storchiet.al(1998)investigatetwochemicalabundancecalibrationsforthenarrowlineregion(NLR)ofactivegalaxiesintermsofthreeeasilyobservableopticalemissionlineratios,namely,,,).Thecalibrationsareobtainedfromthetherestrictionsformodelofphotoionization,andcollectedthedatasofobservationalfromotherresearcher'sliteraturetocarryontheconfirmationtothecalibrations.ButatthattimetheobservationaldatasthatStorchiet.alcanuseofwasverylimited,totally,only11samplesofactivegalaxy,thissmallsamplesofobservationisnotenoughtoverifytheaccuracyofthecalibrationformulaes.Therefore,theuseofsamplestoverifytheformulainbiggerrangeisverynecessary.

Inrecentyears,asmorelarge-diameter,observationequipmentinuse,inparticularmulti-bandobservationspaceequipmentputtingintooperation,therearemanydatapublishedandreleasedbyaveryhighspeed.specially,thelatestresultsbasedonSSDSDR4AGNs,cancarryonagoodvalidationofthecalibrationformula.andbecausethesampleofSSDSisverylarge,itmaketheestimationofthedegreeofdispersionofdataquantitativelypossible.Inourwork,wehavebringtheSSDSDR4observationaldataintothecalibrationstocalculatetheOabundanceintheSeyfertsandLINERsrespectively,thenwecomparedthetworesultsandfoundthateventhoughtherehasdifferenceofdispersionindistributionofabundancebetweentheminacertaindegree,however,thetrendactuallytalliedwell.Generallyspeaking,thissuggestingthatStorchiet.al'scalibrationscanbegenerallyappliedinSeyfertsandLINERs,andhasalsoprovenbrand-newunderstandingoftheLINERswhichpeoplefromedintherecentyearsthroughperspectiveofthemetalabundance:NamelyLINERsperformedasunusuallowlightlevelSeyfertgalaxies.Keywords:Activegalacticnucleus;Chemicaabundance;Photoionizationmodels前言星系中氣體成分的化學(xué)元素豐度是表征星系特征的重要參量。天體物理學(xué)中把比He重的化學(xué)元素都?xì)w類為金屬，對星際介質(zhì)而言，金屬豐度通常是指O元素的豐度，以O(shè)與H數(shù)目的比值來表示。星際介質(zhì)中氣體成分的化學(xué)元素豐度如化石一樣記錄著恒星形成的歷史，反映出目前的演化狀況。星系的形成會消耗氣體，從而產(chǎn)生能量和輻射光學(xué)發(fā)射線，其中光學(xué)發(fā)射線一直被用來研究星系中氣相的化學(xué)豐度。Osterbrock(1989)詳細(xì)討論了測量電離氣體化學(xué)豐度的標(biāo)準(zhǔn)機(jī)制，一般而言，化學(xué)豐度分析要求測量H和He的復(fù)合線的強(qiáng)度，以及某重元素的一個(gè)或多個(gè)電離態(tài)的碰撞激發(fā)線的強(qiáng)度，而O就是最普遍采用的示蹤元素，這主要是由于它由較高的豐度及較強(qiáng)的光學(xué)發(fā)射線，通常可觀測到不同電離態(tài)的多條O譜線，不同電離態(tài)譜線的強(qiáng)度之比，可以用來確定星際介質(zhì)的金屬豐度。即利用不同發(fā)射線流量的比值，根據(jù)經(jīng)驗(yàn)定標(biāo)關(guān)系來估計(jì)其豐度，很多工作已經(jīng)研究了這一關(guān)系，如Storchiet.al(1998)。本文主要介紹了活動星系核的基本知識，包括活動星系核的分類、能源和大統(tǒng)一模型，還介紹和評估了測定金屬豐度的常用方法，簡要介紹了光致星云的基本物理特征、光致電離模型及活動星系核金屬豐度研究現(xiàn)狀，Storchiet.al利用光致電離模型擬合出兩個(gè)活動星系金屬豐度的標(biāo)定公式，并用觀測樣本對其進(jìn)行了驗(yàn)證。不過由于樣本的限制，Storchiet.al無法對標(biāo)定公式是否適用于LINERs作出嚴(yán)格的定論。SSDSDR4觀測資料中有海量的Seyferts和LINERs樣本，這些數(shù)據(jù)完全可以用來對Storchiet.al的標(biāo)定公式進(jìn)行驗(yàn)證和分析并探究活動星系核金屬豐度的分布規(guī)律。第一章活動星系核在已觀測到的星系中約有百分之幾的星系有激烈活動，人們猜測到這些活動現(xiàn)象是星系核中由高能事件引起的劇烈活動。類似的“非正常態(tài)”使橢圓星系和漩渦星系都備受折磨（見活動星系分類）。爆發(fā)、相對論性粒子云的拋射、噴流和亮條，這些現(xiàn)象都與活動星系（Activegalaxies，又稱激擾星系）和活動星系核（Activegalacticnucleus簡寫為AGN）密切相關(guān)?；顒有窍档淖钪饕挠^測特點(diǎn)是：星系中心區(qū)域有一個(gè)極小而極亮的核；發(fā)射強(qiáng)的非熱連續(xù)譜；光譜中有寬的發(fā)射線；有的活動星系有快速光變，時(shí)標(biāo)為幾小時(shí)至幾年；有的活動星系有明顯的爆發(fā)現(xiàn)象，如噴流?；顒有窍档倪@些特點(diǎn)大多數(shù)是與活動星系核聯(lián)系在一起的，有些活動星系，如類星體、蝎虎座BL型天體，輻射的絕大部分來自星系核，其他部分的輻射幾乎觀測不到。1.1活動星系核的分類活動星系核（Activegalacticnucleus簡寫為AGN）在近來是很流行和活躍的研究領(lǐng)域，簡單地說活動星系核便是某些活動星系中的特別明亮的核，它被認(rèn)為是由于物質(zhì)落向質(zhì)量極大的黑洞而引起的?，F(xiàn)在一般不嚴(yán)格區(qū)分活動星系和活動星系核。在我們還未充分理解AGN的物理基礎(chǔ)之際，要對AGN分類是相當(dāng)為難的，因?yàn)楦鞣NAGN之間的觀測到的差別更多的起源于我們觀測他們的方法，而較少的起源于它們的本質(zhì)差異。本文我們將介紹AGN的類型，并力圖弄明白他們可能有的聯(lián)系。下面我們介紹兩種活動星系核：1、Seyfert星系Seyfert星系是低光度活動星系核，Seyfert星系具有類似類星體的核，但寄主星系是清楚可檢測的，對這類星系最初的定義是唯象的，亦即這些星系具有高的表面亮的核，隨后，天文學(xué)家逐漸用分光揭示出它們有非尋常的發(fā)射線的特征；大孔徑望遠(yuǎn)鏡觀測表明，Seyfert星系看起來像一個(gè)遙遠(yuǎn)的漩渦星系，且有恒星重疊在中心。因此Seyfert星系的定義已經(jīng)演變?yōu)椋篠eyfert星系是用光譜認(rèn)證它為強(qiáng)的高電離的發(fā)射線的星系。唯象表明大部分（不是全部）Seyfert星系出現(xiàn)于漩渦星系。有兩類Seyfert星系：SeyfertI和SeyfertII，雖然二者光譜中禁線和允許線的線心有相似的寬度，但SeyfertI星系的允許線有非常寬的線翼，它們的多普勒致寬速度可以達(dá)到1000～5000kms-1，而使SeyfertII型星系譜線致寬的多普勒速度僅約500kms-1量級，即SeyfertI型星系和SeyfertII型星系的判別依據(jù)是存在或不存在寬的允許發(fā)射線[1]。現(xiàn)在觀測到的結(jié)果是約有三分之一的Seyfert星系僅有窄線存在，不存在寬的允許發(fā)射線，是SeyfertII星系。但總的來說，兩種類型的Seyfert星系通常都表現(xiàn)出強(qiáng)大的、變化的X射線發(fā)射，且發(fā)射很強(qiáng)的紅外線。2、低電離核發(fā)射區(qū)（LINERs）許多星系都有類似于SeyfertII型星系的核，但他們的禁線是由電離程度不高的的原子發(fā)出的，這些低電離核發(fā)射區(qū)，或“LINERs”，最初是被作為一個(gè)獨(dú)特的現(xiàn)象來看待，但現(xiàn)在認(rèn)為是代表Seyfert星系現(xiàn)象的非常低光度的尾部。因?yàn)閺墓庾V上看，除了低電離線，即和相對強(qiáng)些外，它們類似于SeyfertII星系。LINERs是很平常的，在檢測水平上幾乎所有的漩渦星系的一半可以表現(xiàn)出來。SefertsStar-formingLINERs本文研究的活動星系核主要為Seyferts和LINERs，從發(fā)射線流量之比率的角度來看，二者與其他星系的區(qū)別如圖1—SefertsStar-formingLINERs圖圖1—1經(jīng)典星系分類圖（BrentA.Groves,2006）,由圖知流量比的對數(shù)范圍都在-0.2～0.6之間，Seyferts的流量比的對數(shù)在0.5～1.5之間，LINERs的流量比的對數(shù)0.5。1.2活動星系核的能源活動星系核的基本問題是作為輻射被檢測到的能量是如何產(chǎn)生的，問題主要在于一個(gè)活動星系核在明顯的小于1pc3的體積內(nèi)可產(chǎn)生幾倍于1012顆恒星發(fā)出的光?，F(xiàn)代可行的工作模型—巨型黑洞吸積模型，把活動星系核看成是一個(gè)“中心引擎”—它由圍繞一個(gè)巨型黑洞的吸積盤所組成，能量由一個(gè)耗散吸積盤的物質(zhì)被加熱到高溫受引力吸引下落而產(chǎn)生。中心天體的質(zhì)量—巨黑洞中心源的質(zhì)量可用簡化方法估計(jì)出來，僅設(shè)它是各向同性和穩(wěn)定的。為了簡化,我們考慮一個(gè)完全電離氫的情況，向外的輻射壓產(chǎn)生的推力被向內(nèi)的引力完全平衡。在距中心r處的向外的能流為，光子攜帶的動量是，那么向外的動量流或壓力因此是：（1—1）吸積盤結(jié)構(gòu)吸積盤的細(xì)致結(jié)構(gòu)依賴于許多參數(shù)，如磁場強(qiáng)度、吸積率、存在或缺少盤冕以及噴流等。但粘性不好理解，熱不穩(wěn)定性也不清楚。此處僅簡述基本性質(zhì)和發(fā)射譜，不依賴于未知的粘性。我們假定：AGNs的發(fā)光能量的確由吸積所致，在距源的中心r處的粒子的能量是局域耗散且介質(zhì)是光學(xué)厚的，此情況我們將局域發(fā)射近似為黑體，引力勢能的釋放速率是；由位力定理知這個(gè)能量的一半用于加熱氣體，另一半以光度L輻射出來，因此（1—2）其中是每單位面積輻射的能，因子是盤的面積，因子2是考慮盤有兩個(gè)面。重新整理后解出r處的溫度，有（1—3）對于圍繞一個(gè)108太陽質(zhì)量的黑洞以艾丁頓吸積率吸積的吸積盤，由盤的內(nèi)邊緣部分的輻射其最大頻率為（1—4）這個(gè)頻率相當(dāng)于波長10nm或能量為100eV的光子，亦即極端遠(yuǎn)紫外或軟X射線譜。相對于的實(shí)際吸積率的值和物質(zhì)的不透明度決定了吸積盤的基本結(jié)構(gòu)。對低吸積率，，且有高不透明度，那么吸積盤是薄盤，盤的物理高度比起盤的直徑來說是小的。薄盤的發(fā)射譜是充滿整個(gè)盤的涉及很寬的溫度范圍的光學(xué)厚的熱發(fā)射譜組成。X射線發(fā)射主要來自于最熱的最內(nèi)的盤的部分，紫外和光學(xué)連續(xù)譜由盤的外部分發(fā)出的輻射為主。對于高吸積率，》1，形成厚盤，不透明度主要是電子散射，發(fā)射譜近于單一溫度的黑體譜，溫度是104的幾倍。AGNs的能源，利用黑洞吸積機(jī)制可以說明它們的觀測特性。由于在黑洞視界附近引力勢能變化大，轉(zhuǎn)化為光子能量也高，構(gòu)成中心高能光子輻射區(qū)，該區(qū)內(nèi)的相互作用易于產(chǎn)生高能粒子，尤其是高能電子，此為非熱致輻射的基本條件。中心的非熱致輻射是產(chǎn)生發(fā)射線光致電離所需的高能光子源，非熱致輻射區(qū)的不穩(wěn)定性也容易造成流量的變化。1.3活動星系核的統(tǒng)一模型活動星系核的射電輻射和高頻輻射兩者都存在各向異性，觀測已清楚地證明這些[3]，這意味著一個(gè)給定的活動星系核其外貌將極強(qiáng)地依賴于觀測者相對于它的對稱軸的位置。一個(gè)特殊的活動星系核的觀測特征的確依賴于取向，系統(tǒng)的分類可能是視角的函數(shù)。于是提出“統(tǒng)一模型”（Unifiedmodels）。關(guān)于統(tǒng)一模型的很多工作實(shí)際上都是唯象的，亦即根據(jù)在觀測數(shù)據(jù)中尋找參數(shù)。唯象研究的目標(biāo)是力圖求出最少的參數(shù)（這些參數(shù)是確定問題所需要的）并確定各參數(shù)之間的關(guān)系。這個(gè)假定是活動星系核本質(zhì)的多樣性比我們看到的相異性要少，我們看到的各種各樣的活動星系核現(xiàn)象是少數(shù)物理參數(shù)（如光度）的真實(shí)差異和與觀測者有關(guān)的參數(shù)（如取向）的外觀差異兩者的結(jié)合?；顒有窍岛说慕y(tǒng)一模型既可用“強(qiáng)”模式亦可用“弱”模式，這取決于所允許的參數(shù)的數(shù)目。弱統(tǒng)一模型用較多的物理多樣性并且力圖解釋有限數(shù)目的活動星系核的關(guān)系。一個(gè)弱模式的例子是取兩個(gè)本質(zhì)的參數(shù)：光學(xué)光度和射電光度。在這個(gè)模式中有兩個(gè)活動星系核的類型，即射電寧靜和射電強(qiáng)（radio-loud）。另一方面，有一個(gè)相補(bǔ)的強(qiáng)模式，它設(shè)只有單一的本質(zhì)參數(shù)，即總光度（亦即光學(xué)光度和射電光度是相關(guān)的）和我們觀測到的全部差異，包括光學(xué)的和射電性質(zhì)的差異，都?xì)w因于取向效應(yīng)[4]。為了說明，我們將一個(gè)一般的統(tǒng)一模型的某些基本方面總結(jié)于表1—1中，在這個(gè)簡單圖表中的關(guān)鍵要素是遮蔽環(huán)（obscuringtorus），即除非從靠近幾何軸方向看，否則寬線區(qū)的高速度、高密度云會被遮蔽。窄線區(qū)的低速度、低密度云已經(jīng)為中心發(fā)動機(jī)的輻射所電離，而且在所有方向上都可以看到。表1—1可能的簡單統(tǒng)一模型射電性質(zhì)取向面向（Face-on）側(cè)向（Edge-on）射電寧靜射電強(qiáng)SeyfertISeyfertIIQSO遠(yuǎn)紅外星系BLLacFRⅠBLRGNLRGQuazar/OVVFRⅡ關(guān)于AGN統(tǒng)一模型的許多其它問題也仍未解決?？赡苁怯捎谀壳拔覀兇嬖诘闹R的最大鴻溝是還不能解釋為什么有些AGN產(chǎn)生射電噴流，而其他的不會。實(shí)際上，射電強(qiáng)的AGN一般是位于橢圓星系中，而射電寧靜的AGN更可能在漩渦星系中被發(fā)現(xiàn)。原因可能是橢圓星系與旋渦星系的星際介質(zhì)有非常不同的結(jié)構(gòu)。另一可能性是橢圓星系中的黑洞有著與旋渦星系不同的旋轉(zhuǎn)特征，這種差別使得他們更易于產(chǎn)生噴流。第二章金屬豐度的定標(biāo)方法星系中氣體成分的化學(xué)元素豐度如化石一樣記錄著恒星形成的歷史，反映出目前的演化狀況，對星系而言，金屬豐度通常指O元素的豐度，以O(shè)與H數(shù)目的比值來表示，是表征星系特征的重要參量，對于理解星系的形成與演化具有重要意義。隨著觀測設(shè)備的不斷完善與發(fā)展，人們已經(jīng)獲得越來越多的星系金屬豐度的觀測資料，在光致電離模型方面也取得了很大進(jìn)展，這些對于理解星系中金屬及恒星成分的積累歷史有非常重要的作用。有多種方法可以用來估計(jì)星系的金屬豐度（主要是星際介質(zhì)中氣相的O豐度），本章介紹和評述了估計(jì)星系的O豐度的多種方法，如方法、方法及其它強(qiáng)線比值的方法，此外，還可以根據(jù)光致電離模型來估計(jì)星系的金屬豐度，通過假定一定的電離星云的電離結(jié)構(gòu)、氣體密度分布及化學(xué)組成，采用比較可靠的原子數(shù)據(jù)，可以得到強(qiáng)線比隨電離參數(shù)和金屬豐度的關(guān)系。2.1常用定標(biāo)方法估計(jì)星系O豐度的常用方法包括電子溫度法，方法以及其他一些“強(qiáng)線”比值的方法。測量星系金屬豐度最直接的方法是通過電子溫度估算出粒子豐度。較高的化學(xué)豐度對星云的致冷較強(qiáng)，導(dǎo)致HII區(qū)的溫度變低。電子溫度可以通過極光譜線與更低激發(fā)態(tài)的譜線（如）的比值來確定。由方法估計(jì)出的O豐度最為準(zhǔn)確，但只有在極端貧金屬環(huán)境下線才有可能被觀測到，因而對于富金屬星系，通常由強(qiáng)發(fā)射線的比值來估計(jì)其HII區(qū)整體的金屬豐度的經(jīng)驗(yàn)方法，常用的是方法，即采用的比值（發(fā)射線流量之比），根據(jù)經(jīng)驗(yàn)定標(biāo)關(guān)系來估計(jì)其豐度，很多工作已經(jīng)研究了這一定標(biāo)關(guān)系。得到這些定標(biāo)公式的基本方法是對大樣本觀測資料進(jìn)行擬合，特別是，基于SSDSDR4的近30000個(gè)活動星系核所獲得的最新結(jié)果，而且由于SSDS的樣本非常大，可以定量估計(jì)數(shù)據(jù)的彌散程度。實(shí)際上，比較不同樣本星系的金屬豐度時(shí)，采用何種定標(biāo)關(guān)系并不重要，重要的是對所要比較的樣本采用相同的定標(biāo)方法[5]。然而在很多情況下，由于觀測的譜線范圍不足以涵蓋到，或者某條譜線的信噪比過低，星系的參數(shù)不能被測定，這時(shí)其它一些強(qiáng)發(fā)射線的比值，包括、等，就非常有用，他們可以用來估計(jì)星系的金屬豐度。用強(qiáng)發(fā)射線的比值來估計(jì)星系的金屬豐度有許多優(yōu)點(diǎn)，一方面有助于解決的“雙值”問題，所謂“雙值”即一個(gè)值會對應(yīng)于富金屬和貧金屬分支上的兩個(gè)金屬豐度值，其轉(zhuǎn)折區(qū)在（）附近[6]。另一方面，塵埃消光對參數(shù)影響也很大，因?yàn)樵谧V線上處于藍(lán)端且距離較遠(yuǎn)。而上述的線比受塵埃消光影響卻很小，在這些強(qiáng)線比值中應(yīng)用比較廣泛，也可以經(jīng)常被用來定標(biāo)中等紅移和高紅移星系的金屬豐度。當(dāng)和均無法測得時(shí)，其他一些對金屬豐度敏感的強(qiáng)線比值可以被用來估計(jì)星際介質(zhì)的金屬豐度，如、等。即使有值，這些方法還可以首先估計(jì)出星系金屬豐度的大致范圍，比如對于判斷是處于富金屬還是貧金屬豐度分支很有用。在估計(jì)活動星系核金屬豐度時(shí)利用還有一個(gè)優(yōu)點(diǎn)，就是此線比對激波激發(fā)及AGN產(chǎn)生的較硬電離輻射場的存在也非常敏感[7]。N2指數(shù)可以表征星系的星際介質(zhì)中的金屬豐度，定義N2指數(shù)為。與在普線上位置相距很近，因而其比值受塵埃消光影響很小。特別是一些近紅外儀器設(shè)備可以獲得中等紅移及高紅移星系近紅外波段的與譜線，對于紅移的星系，依然可以通過近紅外波段在地面觀測中獲得其與譜線，可以由此來估計(jì)其金屬豐度。因此由N2指數(shù)定標(biāo)估計(jì)金屬豐度的研究比較多。無論在貧金屬環(huán)境中還是在富金屬環(huán)境中都可以比較好地作為金屬豐度的定標(biāo)。2.2光致電離模型電離星云的基本物理特征活動星系核的表面溫度很高，可以輻射出大量的紫外光子。這些紫外光子被星際氣體中的原子或離子吸收，引起光致電離，形成光致電離區(qū)，同時(shí)把超過原子電離能的多余能量轉(zhuǎn)移給被打出的電子，轉(zhuǎn)化為光電子的動能。光電子彼此之間頻繁發(fā)生彈性碰撞，結(jié)果是建立了電子氣的平衡分布—麥克斯韋分布，其溫度約為104K；光電子也會與離子發(fā)生非彈性碰撞，它的一部分動能被離子所吸收，使離子內(nèi)部激發(fā)，產(chǎn)生輻射，發(fā)出強(qiáng)禁線，最終，電子丟失掉足夠的能量，被離子俘獲，則會發(fā)出自由－束縛光子，電子一旦被俘獲，會經(jīng)歷一系列的向下級聯(lián)，最終返回基態(tài)，由此發(fā)射出復(fù)合線，星際氣體中最豐富的元素是H和He，H的電離能是13.6eV，由熾熱恒星發(fā)出的超過H電離能的光子使其周圍的H電離，形成H電離區(qū)，即HII區(qū)。被電離的H原子又會與自由電子復(fù)合，最終，電離和復(fù)合之間達(dá)到平衡。越靠近光子源，電離光子的密度越大，氣體的電離程度越高。如果星云物質(zhì)足夠多，所有的電離光子都會被吸收，此時(shí)的星云為“電離束縛星云”；否則，為“密度束縛星云”。在光致電離模型中一般考慮“電離束縛星云”。主導(dǎo)HII區(qū)中電離平衡的主要物理過程是光致電離、復(fù)合和電荷轉(zhuǎn)移。對電離光子的吸收會加熱星云，而復(fù)合及碰撞激發(fā)譜線的發(fā)射會對星云致冷，電子溫度由加熱和致冷之間的平衡所決定。HII區(qū)的光學(xué)發(fā)射線一直被用來研究星系中氣象的化學(xué)豐度。Osterbrock（1989）詳細(xì)討論了測量電離氣體化學(xué)豐度的標(biāo)準(zhǔn)機(jī)制。此外還有其他許多評述（如Ferland(2003)、Stasinska(2002,1996)等）也涉及到這一領(lǐng)域。一般而言，對HII區(qū)的化學(xué)豐度分析要求測量H和He的復(fù)合線的強(qiáng)度，以及重元素的一個(gè)或多個(gè)電離態(tài)的碰撞激發(fā)線的強(qiáng)度，而O就是最普遍采用的示蹤元素，這主要是由于它有較高的豐度及較強(qiáng)的光學(xué)發(fā)射線。通常可觀測到不同電離態(tài)的多條O譜線，不同電離態(tài)譜線的強(qiáng)度之比，如，等，可以用來確定星際介質(zhì)的電子溫度Te，而電子溫度是估算金屬豐度的重要參數(shù)。光致電離模型擬合當(dāng)無法測得星際氣體的電子溫度時(shí)，考慮到由不同觀測資料得出的經(jīng)驗(yàn)定標(biāo)關(guān)系不盡相同，可以由光致電離模型來估計(jì)星系的金屬豐度。光致電離模型中假定星系中產(chǎn)生光學(xué)譜線的主要的輻射機(jī)制為光致電離（其實(shí)還包括碰撞電離、宇宙線觸發(fā)電離、電荷轉(zhuǎn)移等）。理論上講，如果觀測限制足夠多（不只是發(fā)射線比率，還包括恒星成分及星云氣體的分布等），且模型擬合足夠好（光致電離程序能夠準(zhǔn)確處理所有有關(guān)物理過程），并采用足夠精確的原子資料，則模型會給出最準(zhǔn)確的豐度信息。然而，這些前提不可能完全滿足。光致電離模型的程序中應(yīng)考慮到所有產(chǎn)生星云電離和溫度結(jié)構(gòu)的主要物理過程，除了光致電離、復(fù)合、自由-自由輻射、碰撞激發(fā)等，還要考慮碰撞電離，電荷交換反應(yīng)。對星云研究多是采用靜態(tài)的光致電離程序，即氣體處于電離平衡和熱平衡狀態(tài)下。關(guān)于光致電離的模型很多，常用的有CLOUDY（Ferland(1998)[8]HII區(qū)光致電離模型主要包含3個(gè)參量：電離光譜的形狀（T）、星云的幾何結(jié)構(gòu)（U）、氣體的化學(xué)豐度（Z）。同時(shí)還要考慮塵埃物理及顆粒物質(zhì)對金屬成分的耗損等。定量描述電離和溫度結(jié)構(gòu)的原子資料為另一主要參量。在光致電離模型中氣體一般被描述為圍繞中心電離源（假定為點(diǎn)源）的球形層結(jié)構(gòu)，電離參數(shù)為U，對于密度為常數(shù)的情況，定義體積內(nèi)平均的電離參數(shù)為，例如，McGaugh(1991)[9]選取模型參數(shù)為0.0001，0.001，0.01，0.1，即-4，-3，-2，-1。Dopita等人（2000）及其后的文章中所采用的電離參數(shù)為（c為光速），q（cms-1）被定義為靠近電離源處的電離參數(shù)，他們在計(jì)算中選取q=5×106，1×107，2×107，4×107，8×107，1.5×108，3×108cms-1共7個(gè)格點(diǎn)，相當(dāng)于-3.78，-3.48，-3.18，-2.88，-2.57，-2.30，-2.0。光致電離模型可以計(jì)算出強(qiáng)發(fā)射線流量的比率，得到在不同電離參數(shù)、不同金屬豐度的格點(diǎn)。如KD02運(yùn)行MAPPINGSIII光致電離模型程序，計(jì)算了相關(guān)強(qiáng)發(fā)射線流量比對金屬豐度的定標(biāo)關(guān)系。他們采用q=5×106cms-1到q=3×108cms-1之間的7個(gè)參數(shù)，這相當(dāng)于-3.78～-2.0。將SSDS的大樣本觀測資料與KD02的光致電離模型的結(jié)果比較表明，兩者的基本趨勢符合得很好。同時(shí)，觀測資料還限制了模型電離參數(shù)的范圍，即實(shí)際星系中星際介質(zhì)的電離參數(shù)q與模型相比范圍要小，為q=1×107～8×107cms-1，即-3.5～-2.5（Liang等人（2006）[10]）?；顒有窍到饘儇S度分析活動星系核及金屬豐度涉及到天體體物理中最基本的問題，其在能量產(chǎn)生，輻射機(jī)制和宇宙起源論這些基本問題中占有關(guān)鍵地位。正因其重要，國際上有很大的力量投入到這一課題的研究，包括大量的理論研究和天文觀測。近幾年，由于地面和空間觀測獲得許多新資料，這些資料可以用來對已有理論進(jìn)行驗(yàn)證，也可能與已有理論發(fā)生沖突。面對這樣一個(gè)天體物理的前沿陣地，我們試圖提出有關(guān)問題并作初步討論。3.1研究現(xiàn)狀1998年，Storchi-Bergmann和HenriqueR.Schmitt利用三個(gè)最容易觀測到的光學(xué)發(fā)射線流量比率探究出兩個(gè)活動星系窄線區(qū)（NLRs）化學(xué)豐度的定標(biāo)公式。這三組輻射線強(qiáng)度比是，，。在本文中，如不特別強(qiáng)調(diào)，則用代表，代表，代表。為了得到NLRs的金屬豐度標(biāo)定，Storchiet.al在氧豐度為的范圍內(nèi)繪制了兩個(gè)圖表[11]：—和—，在圖中，z代表氧豐度。在這些模型中假設(shè)電離連續(xù)體是典型的活動星系核，其氣體密度均為300cm-3，即典型活動星系核的密度值。圖3圖3—1電離參數(shù)在范圍內(nèi)由光致電離模型得到的序列，每一個(gè)序列，即每一條線對應(yīng)一個(gè)金屬豐度，從（底部）到9.2（頂部）。圖3圖3—2電離參數(shù)在范圍內(nèi)由光致電離模型得到的序列，每一個(gè)序列，即每一條線對應(yīng)一個(gè)金屬豐度，從（底部）到9.4（頂部）。他們隨后以以上發(fā)射線流量比為自變量，為每個(gè)圖表擬合出一個(gè)二元二次方程來標(biāo)定其對應(yīng)的氧豐度，對圖3—1，設(shè)、，在區(qū)間內(nèi)有：（3—1）對圖3—2，令、，則在范圍內(nèi)有（3—2）氣體密度N在102cm-3～104cm-3范圍內(nèi)時(shí)，以上兩個(gè)標(biāo)定可以用于估測金屬豐度。不過由于和會隨著氣體密度N的增大而系統(tǒng)的增加，因此還需要用密度值N對其進(jìn)行修訂，修訂式為（3—3）Storchiet.al從其他研究者的文獻(xiàn)中共搜集到11個(gè)活動星系核附近HII區(qū)金屬豐度的樣本資料，并用它們推測出相應(yīng)的NLRs的金屬豐度（之所以能夠用HII區(qū)的金屬豐度推得窄線區(qū)的豐度值，是因?yàn)樵诨顒有窍岛酥?，窄線區(qū)與HII區(qū)的位置很近[12]），這些豐度值被用來驗(yàn)證由定標(biāo)公式所確定的金屬豐度。他們得到的結(jié)果是：定標(biāo)式用在Seyfert星系中工作得很好，由它得到的豐度值與由HII區(qū)推測得到的豐度值符合，可用于對NLRs的化學(xué)豐度進(jìn)行快速估測；而對于LINERs來說，由此標(biāo)定得到的豐度值小于由HII區(qū)觀測資料推測得到的值。Storchiet.al認(rèn)為：由模型得到的定標(biāo)公式適用于Seyferts，但可能不太適用于LINERs，Seyferts和LINERs中存在著不同的物理過程。值得注意的是，Storchiet.al用于擬合定標(biāo)公式的原子資料很少，限制模型的氧豐度范圍也很小，因此不能確保公式的正確性，必須用觀測資料對公式進(jìn)行驗(yàn)證。但在當(dāng)時(shí)可供使用的觀測資料也十分有限，他們僅在其他研究者的文獻(xiàn)中找到4個(gè)LINERs的HII區(qū)氧豐度值，推出NLR的豐度值比標(biāo)定值偏大，不過這并不能表明定標(biāo)公式對LINERs不適用，因?yàn)橛糜隍?yàn)證定標(biāo)關(guān)系的LINERs樣本實(shí)在太少，其中還有2個(gè)的NLR和HII區(qū)分不清楚，這樣的結(jié)果具有較強(qiáng)的偶然性。由以上討論可知，在更大的范圍內(nèi)，用更多的樣本驗(yàn)證定標(biāo)公式是一項(xiàng)很有必要的工作，近年來，隨著觀測設(shè)備和觀測技術(shù)的進(jìn)步，有大量的觀測數(shù)據(jù)得到釋放，我們采用第四次斯隆數(shù)字化巡天觀測資料（SSDSDR4）來對定標(biāo)式進(jìn)行驗(yàn)證和分析。3.2數(shù)據(jù)來源“斯隆數(shù)字化巡天觀測計(jì)劃（SDSS）”是美國、日本、德國的8所大學(xué)和研究所的合作項(xiàng)目。該項(xiàng)目成像巡天和光譜巡天觀測所獲得的觀測資料，將被用于研究宇宙的大尺度結(jié)構(gòu)、星系的形成與演化等天體物理學(xué)的重大前沿課題。雖然目前SDSS使用的望遠(yuǎn)鏡在世界上只能算是中小型的，但由于它選擇了大視場巡天的目標(biāo)，并使之達(dá)到了前所未有的深度、廣度和精度，因此SDSS將會極大地推動人類對宇宙的認(rèn)識?！八孤?shù)字化巡天觀測計(jì)劃”配備有世界領(lǐng)先的儀器，成像巡天的深度和觀測到的天體數(shù)目都達(dá)到前所未有的水平，它將觀測約5000萬個(gè)星系、100顆類星體和8000萬顆恒星。SDSS的主要工作之一是搜集光譜，光譜能夠測量一個(gè)物體在不同的電磁波長下放射出多少光。SDSS可以測量一百萬多星系的光譜，“斯隆數(shù)字化巡天觀測計(jì)劃”在獲得成像巡天的觀測數(shù)據(jù)后，通過自動處理軟件對巡天圖像中的天體進(jìn)行檢測，并確定它們的位置、形態(tài)和亮度。一個(gè)晴朗、黑暗的夜里，星光在宇宙空間中穿行了數(shù)億年照射到了位于南新墨西哥州山頂上的斯隆數(shù)字化巡天的2.5米望遠(yuǎn)鏡精密的儀器中。這束光以光子顯現(xiàn)的形式結(jié)束了，但它卻以數(shù)字圖像的形式保存于磁帶上，每個(gè)圖像都由許多像素組成，每個(gè)像素捕獲了星空中每一個(gè)細(xì)小點(diǎn)的光亮。但星空并不是由像素組成的，Sloan數(shù)字巡天的數(shù)據(jù)管理者們的任務(wù)是把獲得的數(shù)據(jù)數(shù)字化，在位于新墨西哥州的山上進(jìn)行電子編碼，然后把這些數(shù)據(jù)還原成真實(shí)天體的真實(shí)信息，數(shù)據(jù)經(jīng)過天文學(xué)家處理后可得到有關(guān)識別和測量恒星及星系性質(zhì)的信息。天文學(xué)家必須能夠找到、分辨并測量天體的亮度，然后把收集到的數(shù)據(jù)編制成表?？茖W(xué)家們開始時(shí)必須迅速處理數(shù)據(jù)，因?yàn)镾DSS天文學(xué)家需要觀測信息來調(diào)整他們的望遠(yuǎn)鏡以使其在下一個(gè)無月夜期間能最有效地工作，如果花費(fèi)的時(shí)間過多，則目標(biāo)天體會隨季節(jié)的過去而沉落[13]。我們采用的SSDSDR4來自于斯隆數(shù)字巡天鏡像數(shù)據(jù)服務(wù)系統(tǒng)，此系統(tǒng)是在國家重大科學(xué)工程計(jì)劃LAMOST的全力支持下建立的，旨在通過把美國斯隆數(shù)字巡天計(jì)劃公開釋放的數(shù)據(jù)在國家天文臺建立鏡像從而方便國內(nèi)用戶的使用。3.3活動星系金屬豐度分析數(shù)據(jù)篩選因?yàn)镾SDS搜集到的光譜都是經(jīng)過軟件自動處理的，誤差非常大，所以并不是SSDSDR4中的所有數(shù)據(jù)資料都可用來對活動星系金屬豐度定標(biāo)公式進(jìn)行驗(yàn)證，在計(jì)算之前必須對數(shù)據(jù)進(jìn)行篩選。由計(jì)算機(jī)程序處理光譜后自動輸出的結(jié)果來看，其中一些發(fā)射線的流量可能小于零，而這在實(shí)際中是不可能存在的，因此篩選工作的第一步就是要粗略地計(jì)算，然后去掉發(fā)射線流量小于零的樣本。圖3圖3—3數(shù)據(jù)篩選圖，將每一個(gè)星系樣本的N2指數(shù)和R3指數(shù)分別求出來，并以N2指數(shù)為橫坐標(biāo)，R3指數(shù)為縱坐標(biāo)作圖，其中實(shí)的弧線左邊分支為行星形成星系，虛線右邊分支為典型AGNs，包括Seyferts和LINERs，中間部分為行星形成星系和AGNs的混合區(qū)。我們知道天文觀測中，由于存在電離輻射場、空間溫度變化、氣體密度非均勻性等一系列不確定性因素的影響，得到的數(shù)據(jù)誤差很大，可能影響計(jì)算結(jié)果，因此我們要去掉測量誤差極大的樣本，按照慣例只保留測量值大于三倍誤差的觀測數(shù)據(jù)。由于星際物質(zhì)的存在，會對星光產(chǎn)生吸收和散射，重元素消耗、塵埃遮蔽也影響到發(fā)射譜線，使星光減弱（這種現(xiàn)象稱為星際消光），因此需要對消光進(jìn)行修正。過低的消光修正會導(dǎo)致發(fā)射線流量過低，從而導(dǎo)致O豐度被過高估計(jì)，尤其對于塵埃消光嚴(yán)重的系統(tǒng)，其O豐度會被高估約0.3dex[14]，在我們采用的模型中，由于距離和較遠(yuǎn)，導(dǎo)致和受塵埃消光影響非常大，因此若要得到可靠的金屬豐度值，計(jì)算之前，需要對發(fā)射線的流量進(jìn)行可靠的消光修正。所有的篩選工作結(jié)束后，我們得到滿足條件的Seyferts樣本共5399個(gè)，LINERs樣本共23428個(gè)。數(shù)據(jù)處理利用觀測樣本中、、、、發(fā)射線的流量可以求得和及和得值，取氣體密度N為300cm-3，令、，將x、y帶入標(biāo)定（3—1）得到，再將和N帶入（3—3）進(jìn)行修訂可得到，從而得到氧豐度（其中的指修訂后的值，即），同理令、，帶入（3—2）得到，再將和N帶入（3—3）進(jìn)行修訂可得到，從而得到另一個(gè)氧豐度，取二者的平均值便得到最終的氧豐度值。在的范圍內(nèi)，以為縱坐標(biāo)，為橫坐標(biāo)對Seyferts和LINERs分別作圖3—4和圖3—5。圖3圖3—4Seyferts金屬豐度的分布規(guī)律：在的范圍內(nèi)，以氧豐度為縱坐標(biāo)，N2指數(shù)為橫坐標(biāo)作Seyferts的氧豐度分布圖，從圖中可以明顯地看出，氧豐度隨的增大而增大，對應(yīng)任意一個(gè)N2指數(shù)的值，氧豐度覆蓋的范圍都比較窄。圖3圖3—5LINERs金屬豐度的分布規(guī)律：在的范圍內(nèi)，以氧豐度為縱坐標(biāo)，N2指數(shù)為橫坐標(biāo)作LINERs的氧豐度分布圖，對應(yīng)任意一個(gè)N2指數(shù)的值，氧豐度覆蓋的范圍都比較寬，在限制的范圍內(nèi)，N2指數(shù)越小，包含的氧豐度范圍越廣。分析和討論從圖3—4和圖3—5可以看出在氧豐度分布的彌散程度上Seyferts和LINERs有挺大的差異，Seyferts的氧豐度分布比較集中，總體看來與N2指數(shù)呈比較良好的線性關(guān)系，尤其在范圍內(nèi)。而LINERs的氧豐度相對于Seyferts則要離散得多，對于同一個(gè)N2指數(shù)值，其豐度涵蓋的范圍很廣，在我們限制的氧豐度范圍內(nèi)幾乎都有分布。為了比較直觀地顯示Seyferts和LINERs金屬豐度分布的規(guī)律，并比較差異，我們將由計(jì)算得到的Seyferts和LINERs的氧豐度值繪制到一張圖上，取豐度值為橫坐標(biāo)，其范圍為，以滿足條件的活動星系核個(gè)數(shù)為縱坐標(biāo)，如圖3—6。由此圖可知，從金屬豐度的分布上看，我們的得到的結(jié)果與Storchiet.al的分析基本一致，雖然我們計(jì)算得到的O豐度范圍更廣，在范圍內(nèi)分布的活動星系核個(gè)數(shù)是最多的?？傮w來看Seyferts和LINERs呈幾乎一樣的走勢，二者氧豐度主要集中在8.9～11.0范圍內(nèi)，且在9.1左右時(shí)活動星系核數(shù)目達(dá)到峰值，只不過LINERs的樣本由于比較大，所以對應(yīng)同樣豐度值的樣本更多。11.811.89.09.49.810.210.611.011.412.212.613.0500040003000200010000SeyfertsLINERsN圖3圖3—6以氧豐度值為橫坐標(biāo)，以與其對應(yīng)的活動星系核個(gè)數(shù)為縱坐標(biāo)，由圖可知，對于Seyferts和LINERs來說，氧豐度主要集中在8.9～11.0范圍內(nèi)，且在9.1左右的星系數(shù)目最多；在金屬豐度的總體分布上，Seyferts和LINERs幾乎呈一樣的走勢，不過由于LINERs的樣本更多，導(dǎo)致峰值更高，曲線的斜率更大。我們知道比較不同樣本星系的金屬豐度時(shí)，采用何種定標(biāo)關(guān)系并不重要（因?yàn)椴煌庵码婋x模型采用的原子資料不相同會導(dǎo)致擬合出的定標(biāo)式在表現(xiàn)形式上不一致），重要的是對所要比較的樣本采用相同的定標(biāo)方法[15]。本節(jié)中，我們對所要比較的Seyfert星系和低電離核發(fā)射區(qū)（LINERs）的樣本采用同樣的定標(biāo)方法進(jìn)行了計(jì)算，從圖上可以直觀地看出，二者的金屬豐度分布走勢符合得很好。由Storchiet.al的研究可知定標(biāo)公式幾乎在所有的Seyfert星系中適用，既然海量樣本資料顯示LINERs金屬豐度分布總體上與Seyfert星系一致，我們便可以說定標(biāo)式也同樣適用于LINERs。這也從金屬豐度的角度印證了近年來人們在對活動星系核進(jìn)行分類時(shí)的觀點(diǎn)，即LINERs是代表Seyfert現(xiàn)象的低亮度的尾部。結(jié)論本文粗略介紹了活動星系核的分類、能源及大統(tǒng)一模型；評述了測量星系金屬豐度（主要是活動星系其星際介質(zhì)中氣相的O豐度）的方法及研究進(jìn)展，列出了多種方法，著重介紹了利用光致電離模型計(jì)算一些強(qiáng)線比對金屬豐度的定標(biāo)。不過，模型計(jì)算非常依賴于對電離光譜的形狀、星云的幾何結(jié)構(gòu)和氣體化學(xué)和豐度的描述，同時(shí)還需要原子資料，這些都有不確定性，光致電離模型的計(jì)算通常給出在一定電離參數(shù)范圍內(nèi)的結(jié)果，需要用其他方法確定準(zhǔn)確的電離參數(shù)，這造成了一定的不便。在具體工作中，當(dāng)我們需要比較兩個(gè)或多個(gè)樣本星系的金屬豐度分布式，合理的方法是對各個(gè)樣本采用相同的定標(biāo)關(guān)系，這對于比較不同星系金屬豐度關(guān)系的研究尤為重要。Storchiet.al（1998）用于確定活動星系金屬豐度標(biāo)定式的光致電離模型采用的原子資料很少—僅10個(gè)左右，電離參數(shù)的范圍也很小（）。雖然他們也有收集觀測資料對定標(biāo)式進(jìn)行驗(yàn)證，但由于樣本的限制，Storchiet.al無法對標(biāo)定式是否適用于LINERs做出定論。本文中，我們用SSDSDR4觀測資料中海量的Seyferts和LINERs樣本在更大的范圍內(nèi)（）對Storchiet.al的標(biāo)定式進(jìn)行了驗(yàn)證，得到的結(jié)果是標(biāo)定式同樣適用于LINERs。且盡管我們計(jì)算得到的O豐度范圍更廣，但分布在8.4～9.4范圍內(nèi)活動星系核的個(gè)數(shù)的確是最多的，這與Storchiet.al的結(jié)果基本一致；Seyferts和LINERs金屬豐度分布的走勢也是一致的，根據(jù)現(xiàn)在的分類（即認(rèn)為LINERs是低光度Seyferts的尾部）來看也應(yīng)該是這個(gè)結(jié)果。注釋[1]李宗偉、肖興邦：《天體物理學(xué)》第402頁，高等教育出版社，1999年1月。[2]Groveset.al.Mon.Not.R.Astron.Soc.371:1560,2006.07[3]趙剛、陳玉琴等：《星系天文學(xué)》第253頁，中國科學(xué)技術(shù)出版社，2004年3月。[4]李宗偉、肖興邦：《天體物理學(xué)》第410、411頁，高等教育出版社，1999年1月。[5]梁艷春：“星系金屬豐度的研究進(jìn)展I”，《天文學(xué)進(jìn)展》第346頁，2006年12月。[6]梁艷春：“星系金屬豐度的研究進(jìn)展II”，《天文學(xué)進(jìn)展》第42頁，2007年3月。[7]張浩晶、鄭永剛：“金屬豐度對星系演化影響的初步探討”，《云南師范大學(xué)學(xué)報(bào)》第61頁，2007年1月。[8]FerlandGJ,KoristaKT,VernerDAetal.PASP,110:761,1998.[9]McGaughSS.ApJS,380:1991,July.[10]LiangYC,YinSY,HammerFetal.ApJS,2006,preprint,astro-ph347:936.[11]Storchi&R.Schmitt,et.alTheAstronomicaljournal,909,1998March.[12]楊建譯，蘭KR.《天體物理公式》第121頁，上海科技出版社，2003。[13]《中國大百科全書》，天文學(xué)卷第1042頁，上海：中國大百科全書出版社，2007。[14]OsterbrockDE.AstrophysicsofGaseousNebulaeandActiveGalacticNuclei.MillValley,California:UniversityScienceBooks,434:581,1989June.[15]TohruNagao,TheAstronomicaljournal,575:725,2002August20.參考文獻(xiàn)[1]李宗偉、肖興邦：《天體物理學(xué)》，高等教育出版社，1999年1月。[2]Groveset.al.Mon.Not.R.Astron.Soc.371:1559-1569,2006.07[3]趙剛、陳玉琴等：《星系天文學(xué)》，中國科學(xué)技術(shù)出版社，2004年3月。[4]梁艷春：“星系金屬豐度的研究進(jìn)展I”，《天文學(xué)進(jìn)展》，2006年12月。[5]程福臻：“活動星系核家族”，《天文學(xué)進(jìn)展》。[6]李宗偉譯，塞錫克：《河外天文學(xué)》，北京科學(xué)出版社，1987年。[7]梁艷春：“星系金屬豐度的研究進(jìn)展II”，《天文學(xué)進(jìn)展》，2006年12月。[8]朱慈墭：《天文學(xué)教程》，高等教育出版社，1987年。[9]《中國大百科全書》，天文學(xué)卷第，上海：中國大百科全書出版社，2007。[10]FerlandGJ,KoristaKT,VernerDAetal.PASP,110:755-763,1998.[11]BinneyJ，MerrifieldM.GalacticAstronomy.NewJersey:PrincetonUniversityPress,1998.[12]楊建譯，蘭KR.《天體物理公式》，上?？萍汲霭嫔?，2003。[13]LiangYC,YinSY,HammerFetal.preprint,astro-ph347:930-955,ApJS,2006.[14]Storchi&R.Schmitt,TheAstronomicaljournal,115:909-914,1998March.[15]OsterbrockDE.AstrophysicsofGaseousNebulaeandActiveGalacticNuclei.MillValley,California:UniversityScienceBooks,1989附錄LINERs的篩選程序 devicepostencapClassification.ps erase expand1.5 ctypeblack lweight2 location450031500500031500 xlabel"log([NII]/H\alpha)" ylabel"log([OIII]/H\beta)" limits-1.50.6-1.41.5 ticksize0.5 box datagal_line_dr4_v5_1b_t1.txt read{pld1fid2o265o26r6o299o29r10o4313o43r14hb17hbr 18o5921} read{o59r22o0725o07r26ha31har32n8433n84r34s1735s17r36s3137s31r38} sethb_0=hbif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) sethbr_0=hbrif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) seto07_0=o07if(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) seto07r_0=o07rif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) setha_0=haif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) sethar_0=harif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) setn84_0=n84if(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) setn84r_0=n84rif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) sethb_1=hb_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)) setha_1=ha_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)) seto07_1=o07_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)) setn84_1=n84_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)) setc=(lg(2.86)-lg(ha_1/hb_1))/(-0.37) doi=0,dimen(c)-1{ if(c[$i]<0.){setc[$i]=(-c[$i])*0.}else{setc[$i]=c[$i]*1.}} seto07_hb=LG(o07_1*10**(-0.06*c)/hb_1) setn2ha=LG(n84_1/ha_1) ctypeblue ptype101 expand0.1 pointsn2hao07_hb dataoh_bin.dat read{x1} sety=0.61/(x-0.05)+1.3if(x<0.) setx1=xif(x<0.) setyk=0.61/(x-0.47)+1.19if(x<0.3) setx2=xif(x<0.3) lweight2 ctypered ltype0 conx1yif(y<0.95) ltype3 conx2ykif(yk<0.95) ltype0 relocate-20.477 draw-20.477 draw10.477 relocate-0.222-2 draw-0.222-2 draw-0.2222 expand2relocate0.01.2labelSefertsrelocate0.1-0.3labelLinersＬLINERs的數(shù)據(jù)處理程序 erase expand1.5 ctypeblack lweight2 location450031500500031500 xlabel"log([NII]/H\alpha)" ylabel"12+lg(O/H))" limits-13 ticksize0.050.20.21 box dataliners.dat read{o3hb1n2ha2o2o33} setx=n2ha sety=o3hb setu=o2o3 setlgn2ha=LG(x) setoh1=8.34+0.212*x-0.012*x*x-0.002*y+0.007*x*y-0.002*x*x*y+6.52*10**(-4)*y*y+2.27*10**(-4)*x*y*y+8.87*10**(-5)*x*x*y*ysetoh2=8.643-0.275*u+0.164*u*u+0.655*x-0.154*u*x-0.021*u*u*x+0.228*x*x+0.162*u*x*x+0.0353*u*u*x*x setoh=(oh1+oh2)/2 ctypeblue ptype101 expand0.2 pointslgn2haoh ctypered expand2 relocate0.39.0 labelLiners7.3f\n'{oh}Seyferts的篩選程序 erase expand1.5 ctypeblack lweight2 location450031500500031500 xlabel"log([NII]/H\alpha)" ylabel"log([OIII]/H\beta)" limits-1.50.6-1.41.5 ticksize0.5 box datagal_line_dr4_v5_1b_t1.txt read{pld1fid2o265o26r6o299o29r10o4313o43r14hb17hbr 18o5921} read{o59r22o0725o07r26ha31har32n8433n84r34s1735s17r36s3137s31r38} seto26_0=o26if(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) seto29_0=o29if(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) seto26r_0=o26rif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) seto29r_0=o29rif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) sethb_0=hbif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) sethbr_0=hbrif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) seto07_0=o07if(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) seto07r_0=o07rif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) setha_0=haif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) sethar_0=harif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) setn84_0=n84if(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) setn84r_0=n84rif(o26>0.&&o29>0.&&hb>0.&&o59>0.&&o07>0.&&ha>0.&&n84>0.&&s17>0.&&s31>0.) seto26_1=o26_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)&&o26_0>(3*o26r_0)&&o29_0>(3*o29r_0)) seto29_1=o29_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)&&o26_0>(3*o26r_0)&&o29_0>(3*o29r_0)) sethb_1=hb_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)&&o26_0>(3*o26r_0)&&o29_0>(3*o29r_0)) setha_1=ha_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)&&o26_0>(3*o26r_0)&&o29_0>(3*o29r_0)) seto07_1=o07_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&o07_0>(3*o07r_0)&&ha_0>(3*har_0)&&n84_0>(3*n84r_0)&&o26_0>(3*o26r_0)&&o29_0>(3*o29r_0)) setn84_1=n84_0if(hb_0>(3*hbr_0)&&