计算HII区金属丰度的方法

　　0 引 言
　　
　　天文学中，将除氢，氦以外的所有元素均称为金属。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。星系的演化可以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。
　　
　　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。
　　
　　WR星系是具有明亮致密核的漩涡星系，它的尺度小，但亮度高，光度的变化时标很小。WR星系可分为两种类型，I型和II型，I型具有宽窄两种的发射线，II型则只有窄发射线。
　　
　　1 计算HII区金属丰度的方法。
　　
　　所谓HII区域，是指H离子占主导的区域，主要有：河外星系；银河系的球状星团；超新星遗迹；反射星云（冷的尘埃，气体反射临近恒星的光）；行星状星云：热的气体从中心星膨胀离开并形成壳式结构。
　　
　　亮的弥漫星云凝聚的热气体，通常非对称的围绕在早型星的周围，如O,B星等。
　　
　　1.1 发射线方法的优点。
　　
　　许多星系，特别是正在形成恒星的矮星系，如许多dI,BCGs,SB等，以及涡漩星系，包含有大量的气体云，内部往往有大量的热恒星。它们的光谱由许多星云发射线，这些发射线一般加在恒星连续谱的蓝端，往往是氢和氦的复合线以及一些禁线，由这些谱线得到金属丰度的方法已经非常成熟，可以使我们比较精确的了解到[O]为代表的HII区的化学信息（包括金属丰度），误差只有0.1）0.2dex.只要有大尺度HII区域，任何星系的光谱都可用这种方法。此外，与吸收线分析（模糊的线宽，严重的线饱和效应，多重速度成分以及输运问题）所引起大的误差相比，发射线方法是十分精确的方法。
　　
　　这种方法还有一个最大的优点，那就是对于遥远的HII区域，我们也可得出其金属丰度。这样，发射线方法成了我们研究高红移星系的有力工具。
　　
　　吸收线，发射线和连续谱结合起来是我们研究星系的主要信息来源。
　　
　　1.2 P-方法计算HII区金属丰度。
　　
　　L.S.Pilyugin（2000）提出了一种全新的P-方法计算HII区的金属丰度。下面简述P-方法：
　　
　　12+log（O/H）P=（R23+54.2+59.45P+7.31P2）P（6.07+6.71P+0.371P2+0.243R23）（1）
　　
　　R2=I[OII]3727+3729/IHβ,R3= I[OIII]_4959+_5007/IHβ,R=R2+R3,P=R3/R23.（称为激发参数），与电离参数的关系为：    y=logP/（1-P）　　

    值得指出的一点是，这个公式只对上文提到的双值问题中的丰度偏高的值（12+log（O/H）大于8.2）成立。
　　
　　Edmunds & Pagel（1984）指出， [OIII] 5007P[NII]6584与氧丰度存在单一的函数关系，而不会出现R23方法所存在的双值问题。因此，[OIII]5007P[NII]6584也可以作为星系金属丰度的有力指示者。关于R23方法的介绍可见（McGaugh1998,private communication）
　　
　　对于12+log（O/H）小于8.2的穷金属星系，其金属丰度的确定是这样做的：根据Edmunds & Pa-gel（1984）（1984 MNRAS 211 507）的Fig a1（b）（c）（即图1），由（b）图得知某星系是金属穷或金属富的，如果是金属富的，则用（20）是直接计算出金属丰度，如果是金属穷的，则利用（c）图计算出双值问题中，丰度偏低得值，当然这个过程是通过计算机来完成。

 

   

　　关于p方法可靠性的问题讨论可见

    L.S. Pilyugin T.X. Thuan J.M. V）lchezastro-phP0210225
    L.S. Pilyugin astro-phP0210385
    L.S. Pilyugin astro-phP0211319
    L.S. Pilyugin 1,F.Ferrini astro-phP0001055.
　　
　　2 样本光谱。
　　
　　本文的光谱全部取自孔旭2002（astro-phP0205229）的97个蓝致密星系的样本，并由笔者进行了红化及红移改正，由于银河消光改正对结果的影响非常小，故未对此进行考虑，本文选择了5个WR-I型星系，4个WR-II型星系。5个WR-I型星系是Mrk335,Mrk352,Mrk6, Izw26,Mrk50;4个WR-II型星系是Mrk1,Mrk622,Mrk198,Mrk270.
　　
　　3 计算结果。

　　从表1可看出，对于Mrk352, Mrk50,由于OII3727+3729由于信噪比极低无法精确测量导致金属丰度无法测量。

　　
　　由计算结果可看出，蓝致密WR星系是金属极贫的（小于7.91即太阳丰度值的十分之一），我们的结果给出了三个比目前已知的金属丰度至最低的星系Izw18 （12 + log10 （OPH） = 7. 18,即Mrk270,Mrk335,Mrk622,这就需要进行进一步仔细检验。
　　
　　参考文献：
　　
　　[1]王绶倌，周又元。X射线天体物理[M].北京：科学出版社，1999.
　　
　　[2]蒋铁珊，张秉义。发射光谱分析[M].北京：原子能出版社，1983.
　　
　　[3]尤峻汉。天体物理中的辐射机制[M].北京：科学出版社，1998.
　　
　　[4] D.F.格雷。恒星光球的观测和分析[M].北京：科学出版社，1981.
　　
　　[5] D.Kunth*,G.;stlin**.the most meta-l poor galaxy[J].A&AR,2000,（10）。