潘大勝，黃偉榮，黃紅強，潘彩娟

（1.百色學院　材料科學與工程學院，廣西　百色　533000；2.廣州大學　物理與電子工程學院，廣東　廣州　510006）

SDSS類星體光譜［OI］λ5577?天光發(fā)射線特性研究

潘大勝1，黃偉榮2，黃紅強1，潘彩娟1

（1.百色學院材料科學與工程學院，廣西百色533000；2.廣州大學物理與電子工程學院，廣東廣州510006）

美國斯隆數(shù)字化巡天（SDSS）類星體光譜中存在明顯的大氣天光譜線，這對類星體光譜的分析尤其是吸收線的證認造成較大干擾.以SDSS DR10的光譜為樣本，對光譜中的天光線進行研究，給出了［OI］λ5577?殘差的分布.發(fā)現(xiàn)光譜［OI］λ5577?殘差處于5572～5586?的范圍內(nèi).這一結(jié)果為證認吸收線的工作提供參考，同時將有利于改進主成分分析減天光方法.

SDSS；類星體；天光：［OI］λ5577?

類星體是一種距離極其遙遠、光度非常大的天體.它的光線在到達地球之前穿過星際介質(zhì)，將會在光譜中留下能量較低的吸收譜線.研究類星體吸收線有助于我們了解宇宙很多的信息［1］，比如，宇宙的大尺度結(jié)構和形成歷史；宇宙中元素豐度的演化；吸收體當中灰塵的豐度和本質(zhì)等.但是，如果光譜中的窄吸收線與大氣的天光線在光譜中的位置接近，當兩者混合在一起將難以區(qū)分，給吸收線的證認工作帶來較大的干擾，因此如何精確地扣除天光線具有非常重要的意義.

在光學波段中，存在較多明顯的天光發(fā)射線［2］，比如大氣中的氧原子［OI］λ5577?、6300?、6364?，鈉原子 ［NaI］λ5893?和羥基OHλ6700～9180?.目前，主要的減天光研究有:1992年Wyse［2］等考慮光譜儀的散光效應，提高了減天光的精度.1993年Wynee等［3］，1993年Barden等［4］和1998年Watson等［5］，指出天光背景存在空間差異，光譜儀光譜效率存在空間差異，光纖之間的透過率存在差異等. 1994年Cuby等［6］介紹了三種傳統(tǒng)的減天光方法. SDSS利用平均的背景天光進行減天光［7，8，9］.另外，2000年Kurtz等［10］利用主成份分析法（PCA）扣減4000?～7000?的天光，2005年Wild等［11］、2007年白仲瑞等［12］和2010年Sharp［13］等利用PCA方法扣減OH6700～9180?的天光，其效果比SDSS的“平均天光法”更好.2014年石志鑫等［14］對局部的天光進行精確扣除.

不管是SDSS的“平均天光法”，還是使用PCA的方法，天光線仍然沒有被扣除干凈.而本文針對精確的區(qū)域進行研究，以SDSSDR10的類星體光譜為樣本，以［OI］λ5577?天光線為例，給出天光線的統(tǒng)計研究結(jié)果，探索精確扣除SDSS類星體光譜［OI］λ5577?天光線的殘差的方法，為后續(xù)分析吸收線的工作和進一步改進PCA減天光的方法提供幫助.

1　樣本選取

美國斯隆數(shù)字化巡天（SDSS）提供了大量的類星體光譜數(shù)據(jù)［7，15］.本文使用SDSSR10的類星體光譜［16］，共168959個光譜.剔除DR10中符合以下條件的光譜（1）［OI］λ5577?線處于Lyα波段，（2）［OI］λ5577?線在常見的發(fā)射線峰值處，其包括源靜止波長分別處于2800?、2440?、2326?、1909?、1892?、1857?、1776?、1663?、1640?、1549?、1403?、1335?、1305?、1240?、1218?的寬發(fā)射線，（3）［OI］λ5577?線附近存在數(shù)據(jù)異常.最后，DR10符合條件的光譜為117459個，占總光譜數(shù)量的70%.

2　SDSS光譜［OI］λ5577?殘差分類

SDSS光譜的取樣間隔為Δ（logλ）=0.0001?，其光纖光譜觀測系統(tǒng)共有1000條光纖，每條光纖記錄一個光譜，其中80條光纖用于記錄天光光譜［8，17，18］.由于每條天光光譜的色散曲線不同，把每次曝光的各個天光光譜的數(shù)據(jù)按波長排列，構成了一條波長采樣間隔更密集的光譜，再利用B樣條函數(shù)進行擬合，得到SDSS的“平均天光譜”［9］.但是，由于天光存在空間差異，平均天光和實際的天光存在差異.SDSS發(fā)布的光譜數(shù)據(jù)已經(jīng)進行減天光.圖1為SDSS［OI］λ5577?天光線殘差的6種不同形態(tài).圖1中不同的形態(tài)是由于SDSS的平均天光線與真實的天光線之間的寬度或強度存在差異所導致.圖2 為SDSS J000230.71+004959.0的流量歸一化光譜.綠線為1σ的噪音水平.圖中顯著的吸收系統(tǒng)為紅移位于0.955的Mg II吸收線系統(tǒng)，紅線標記的位置依次為 Fe IIλλ2586?、Fe IIλ2600?、MgIIλ2796?、Mg IIλ2803?和Mg Iλ2852?吸收線在觀測坐標系的線心位置.高斯函數(shù)可以很好地擬合Fe IIλλ2586?、Fe IIλ2600?、Mg IIλ2796?、Mg IIλ2803?吸收線（藍線），而在5577?附近，由于受到［OI］λ5577?線殘差的影響，很難得到真實的吸收成分.

圖1　由DR10光譜分析得到的6種［OI］λ5577?殘差形態(tài)

圖2　SDSS J000230.71+004959.0的流量歸一化光譜

3　SDSS光譜［OI］λ5577?殘差分布

取波長位于［OI］λ5577?附近的N個數(shù)據(jù)點，設i為數(shù)據(jù)點序號（i=1，2，…，N），則每個數(shù)據(jù)點對應的波長為λi=｛λ1，λ2，…，λN｝.對每個光譜的流量進行長度為13個數(shù)據(jù)點的中值平滑（取每個數(shù)據(jù)點和左右兩側(cè)共13個數(shù)據(jù)點的流量的中值）得到中值平滑譜，用原始流量減中值平滑譜得到“殘差流量”，設第j個樣本光譜每個數(shù)據(jù)點對應的殘差流量為fj，i=｛fj，1，fj，2，…，fj，N｝.以光譜曝光時間ti為權重計算總殘差流量:

圖3　SDSS［OI］λ5577?區(qū)域光譜數(shù)據(jù)的疊加

式中M為樣本光譜數(shù)目.Fi的分布見圖3.由圖可見光譜中的［OI］λ5577?殘差比較明顯，并且輪廓類似于一個發(fā)射成分和一個吸收成分的疊加.

［OI］λ5577?殘差流量計數(shù)，我們采用以下方法進行.設每個數(shù)據(jù)點的計數(shù)為ni=｛n1，n2，…，nN｝，則

其中c為殘差流量的比較閾值，分別以c=0.2、0.4、-0.2、-0.4（單位為10-17erg/cm2/s/?）作為計數(shù)閾值.ni的分布見圖4，其呈正態(tài)分布.對于每一個閾值，均利用一個高斯函數(shù)擬合，見圖4中的紅色曲線.

圖4　殘差流量分布，紅線為高斯函數(shù)擬合.

4　結(jié)果與討論

我們歸納出了由SDSS平均天光和真實天光之間的差異導致的 ［OI］λ5577?線殘差的形態(tài)，其與窄吸收線形態(tài)非常相近，難以區(qū)分彼此.通過分析SDSS類星體的疊加光譜，發(fā)現(xiàn)光譜中的［OI］λ5577?殘差比較明顯，并且其形態(tài)由一個發(fā)射輪廓與一個吸收輪廓描述（見圖3）.我們從樣本中隨機抽取5000個光譜對 ［OI］λ5577?附近的數(shù)據(jù)疊加，結(jié)果見圖5，圖中藍色的離散點是SDSS減天光后的光譜疊加，紅色線是減天光前的光譜疊加.由圖可見，減天光前光譜中沒有吸收輪廓，但是減天光后出現(xiàn)了吸收輪廓，因此吸收輪廓是減天光導致的.

圖5　從樣本中隨機抽取5000個光譜的疊加結(jié)果.

由于5572.3～5585.4?內(nèi)的 ［OI］λ5577?天光殘差輪廓和吸收線的輪廓很接近，因此在分析此波長范圍內(nèi)的吸收特征需要格外謹慎，避免由于天光殘差導致錯誤結(jié)果.

在后續(xù)的研究工作中，我們將結(jié)合光譜中所有天光線的殘差與PCA方法，探索更準確的減天光方法.

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A

1673-260X（2016）07-0004-03

2016-04-12

國家自然科學基金項目資助（11363001），廣西高校科研項目（KY2015YB289），百色學院重點項目（2015KAN04）

潘大勝，男，副教授，研究方向：天體物理