史菲;刘玉燕
【摘 要】本文介绍了几种主要的计算金属丰度的方法,其中理论上最成熟,可信度最高的使用发射线光谱计算星系HII区域金属丰度的方法,笔者详细做出了介绍;从辐射机制出发计算金属丰度虽然理论上成熟,但应用起来困难较大,本文也作了较详细介绍;对恒星化学组成的分析方法也已相当成熟,文中除了对动力学金属丰度的概念作了详细介绍之外,对其他的方法,如星族测光法,图像法,X射线方法,星族合成方法,则给出简要介绍。%We present the methods of metaUicity determination of galalxy, mainly for oxygen abundance. Among them, the methods based on radiation mechanism are analysed in detail because it based on a firm theoretical basis. The other methods, such as dynamic metalhcity, Stellar photometry, image, X- Ray, Stellar population synthesis, are given a brief introduction.
【期刊名称】《北华航天工业学院学报》
【年(卷),期】2012(022)004
【总页数】7页(P4-10)
【关键词】HII;星系;金属丰度
【作 者】史菲;刘玉燕
【作者单位】北华航天工业学院基础部,河北廊坊065000;北华航天工业学院图书馆,河北廊坊065000
【正文语种】中 文
【中图分类】P144
0 引 言
研究星系金属丰度的重要性是不言而喻的。通过对恒星化学成分的分析,我们有可能获得关于恒星一生中发生的核反应类型和其他物理过程的某些证据。星系的演化可部分的用其中恒星或其他物质形态在化学成分的差别加以探讨。将来,有可能对星系团乃至整个宇宙的演化进行基于化学分析基础上的研究。
本文介绍的几种计算金属丰度的方法,无论哪一种方法,都离不开对光谱的依赖,因此首先要进行谱分析。谱分析主要是使用软件对原始光谱进行处理,经过去除本底,平场,定标等一系列已工程化的步骤,得到完好,可信的实用光谱后,就可以具体采用各种方法计算星系金属丰度了。实际上,现在计算机水平已发展到金属丰度也可以用软件分析光谱来得到了,但仍需人为进行方法适用范围及结果的检验。
目前人们对宇宙化学丰度了解的主要结果可以概述如下:氢是占压倒优势的最丰富的元素,占原子数的约90%;其次是氦,占约10%;其他元素数量极少,但星系光谱中的大多数谱线却是由这些低丰度元素产生的。
现在,在理论上和实测上人们了解最深入的天体是恒星。关于恒星金属丰度的求解方法现已形成了比较成熟的一整套工序(可见《恒星光球的观测和分析》D.F.格雷著),本文§2进行了简要的概述,其中由于动力学方法计算金属丰度是较新的方法,故给出较详细的介绍;光谱的连续谱部分主要由辐射机制所决定,§3将对各种有可能用于化学分析的辐射机制进行简要阐述,并给出计算金属丰度的公式;§4讲述用发射线光谱法计算HII区域金属丰度的方法;§5,§6,§7,§8则介绍其他的几种计算星系金属丰度的方法。
1 恒星的化学成分分析
对于距我们最近的星系,可以直接观测其中的恒星。虽然这样可以得到精确的金属丰度值,但由于星系中数目巨大,导致已观测的恒星数目相对较小,而且统计规律也很粗糙,恒星之间的金属丰度差别也很大,要想直接得到星系总的金属丰度还很不现实。
下面分别介绍两种求解恒星金属丰度的方法。
从概念上讲,最简单的方法是忽略所有的标度规则,利用一个考虑到谱线吸收子数目和总丰富度之间关系的光球模型,对每一条被测谱线计算出生长曲线;也就是说,模型计算显然要考虑电离平衡,激发,阻尼常数与深度的依赖关系,以及转移方程的数值积分。利用表示log(W/λ)与logA关系的理论生长曲线,以观测的W值为引数,就可以简单的反过来得出金属丰度。可这种简单性被大量必需的计算所抵消了;故实际上将观测和理论模型结合起来简化步骤,求出恒星的绝对金属丰度和相对金属丰度。下面分别介绍这两种丰度的求解步骤。星族
1.1.1 绝对金属丰度分析
取一测量的W值并引入标准生长曲线,由此得出的丰富度在标准波长λ=λ0处对于具有χ=0和log glf=0的一条谱线是对的;将此丰度记为A0,则某一条谱线所代表元素真正的丰度
其中:
κυ为连续吸收系数,f为振子强度,gl是统计权重。
画出观测的log(W/λ)与logA的关系图。于是所有曲线都归算至同一生长曲线,从而建立起有时被称为观测的或经验的生长曲线来。使这条生长曲线与标准生长曲线重叠,等价于把全部被测W值同时引入标准生长曲线。标准生长曲线可以有类似下表的数据得出。观测的生长曲线与标准生长曲线拟合后,其横坐标之差由(1)式知就是logA。
表1 λ 4243的生长曲线(FeI,χ=0,log glf=0)logA Log(W/λ)ζ=0 ζ=1 ζ=2 ζ=3 ζ=5-12.0 -6.68 -6.68 -6.68 -6.68 -6.68-11.5 -6.18 -6.18 -6.18 -6.18 -6.18-11.0 -5.70 -5.70 -5.70 -5.69 -5.69-10.5 -5.31 -5.27 -5.26 -5.25 -5.24-10.0 -5.05 -4.98 -4.92 -4.86 -4.81-9.5 -4.92 -4.83 -4.72 -4.63 -4.50-9.0 -4.77 -4.70 -4.60 -4.49 -4.34-8.5 -4.54 -4.54 -4.48 -4.39 -4.24-8.0 -4.31 -4.31 -4.31 -4.29 -4.17-7.5 -4.06 -4.06 -4.06 -4.05 -4.05-7.0 -3.84 -3.84 -3.84 -3.84 -3.84
经验生长曲线的一个重要优点是微观湍流参量的选择十分简单,只要从各种微观湍流参量值所生成的各条生长曲线中选出与观测数据最相近的一条即可,这是很直观的。
1.1.2 相对金属丰度分析
相对金属丰度(主要是相对于太阳的金属丰度)分析应用十分广泛,因为此法大致避免了f值不确定引起的麻烦。将应用于待测星和参考星的(1)式联立,可得
由(2)式可看出,Δ logA的差可化为θ激发χ的差,因此上式应该用于两颗星的相同谱线;换言之,对于两颗星中的任一条谱线,log glf+log(λ/λ0)-log(κυ/κ0)相同或者非常接近,因此可把(3)式改写为
其中 ,Δ θ激发 =θ激发 -θ0激发。 Δ θ激发是深度的弱函数,但对于任一给定离子可把它当作常数处理,这是与相对分析的近似性质一致的。
第一步是将参考星光谱中测得的等值宽度引入标准生长曲线(类似于表一),并由此读出Δ logA0。下一步是画出待测星的 log(W\λ)与log A00-Δ θ激发χ的关系图,从而建立经验生长曲线,使经验生长曲线与标准曲线拟合,即给出横坐标的差((4)式右边的量)。待测星相对于太阳
的丰度就知道了。
为了估计生长曲线的形状,必须引入标准生长曲线;由于大多数被测恒星谱线是饱和的,因此这种估计是必需的。但对两颗星采用同一条标准生长曲线,实际上是默认了这些星有相同的温度分布;当两星的化学组成相同时,这可能是合理的,否则就是值得怀疑的。但我们不能企望待测星有与太阳相同的化学组成,因此必须进行迭代过程:化学组成的初始猜想值被用来计算模型,而这个模型又用来获取化学组成。新的化学组成会改变模型的电离平衡,温度分布(通过谱线覆盖效应)和辐射场(通过连续吸收和线吸收)。
1.2 动力学方法
这种方法主要是基于辐射星风大气模型基础之上(Pauldrach et al.1994,1994b,and reference there in)具体来说可以分为两个独立的步骤。
首先,以金属丰度为函数,计算流体星风模型,使之符合观测得到的星风动量变化率dM/dt·V∞(dM/dt是质量损失率,V∞是星风末速度),从而产生动力学金属丰度Zdyn。
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