SDSS类星体光谱［OI］λ5577Å天光发射线特性研究

潘大胜，黄伟荣，黄红强，潘彩娟

（1.百色学院　材料科学与工程学院，广西　百色　533000；2.广州大学　物理与电子工程学院，广东　广州　510006）

SDSS类星体光谱［OI］λ5577Å天光发射线特性研究

潘大胜1，黄伟荣2，黄红强1，潘彩娟1

（1.百色学院材料科学与工程学院，广西百色533000；2.广州大学物理与电子工程学院，广东广州510006）

美国斯隆数字化巡天（SDSS）类星体光谱中存在明显的大气天光谱线，这对类星体光谱的分析尤其是吸收线的证认造成较大干扰.以SDSS DR10的光谱为样本，对光谱中的天光线进行研究，给出了［OI］λ5577Å残差的分布.发现光谱［OI］λ5577Å残差处于5572～5586Å的范围内.这一结果为证认吸收线的工作提供参考，同时将有利于改进主成分分析减天光方法.

SDSS；类星体；天光：［OI］λ5577Å

类星体是一种距离极其遥远、光度非常大的天体.它的光线在到达地球之前穿过星际介质，将会在光谱中留下能量较低的吸收谱线.研究类星体吸收线有助于我们了解宇宙很多的信息［1］，比如，宇宙的大尺度结构和形成历史；宇宙中元素丰度的演化；吸收体当中灰尘的丰度和本质等.但是，如果光谱中的窄吸收线与大气的天光线在光谱中的位置接近，当两者混合在一起将难以区分，给吸收线的证认工作带来较大的干扰，因此如何精确地扣除天光线具有非常重要的意义.

在光学波段中，存在较多明显的天光发射线［2］，比如大气中的氧原子［OI］λ5577Å、6300Å、6364Å，钠原子 ［NaI］λ5893Å和羟基OHλ6700～9180Å.目前，主要的减天光研究有:1992年Wyse［2］等考虑光谱仪的散光效应，提高了减天光的精度.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间差异，光谱仪光谱效率存在空间差异，光纤之间的透过率存在差异等. 1994年Cuby等［6］介绍了三种传统的减天光方法. SDSS利用平均的背景天光进行减天光［7，8，9］.另外，2000年Kurtz等［10］利用主成份分析法（PCA）扣减4000Å～7000Å的天光，2005年Wild等［11］、2007年白仲瑞等［12］和2010年Sharp［13］等利用PCA方法扣减OH6700～9180Å的天光，其效果比SDSS的“平均天光法”更好.2014年石志鑫等［14］对局部的天光进行精确扣除.

不管是SDSS的“平均天光法”，还是使用PCA的方法，天光线仍然没有被扣除干净.而本文针对精确的区域进行研究，以SDSSDR10的类星体光谱为样本，以［OI］λ5577Å天光线为例，给出天光线的统计研究结果，探索精确扣除SDSS类星体光谱［OI］λ5577Å天光线的残差的方法，为后续分析吸收线的工作和进一步改进PCA减天光的方法提供帮助.

1　样本选取

美国斯隆数字化巡天（SDSS）提供了大量的类星体光谱数据［7，15］.本文使用SDSSR10的类星体光谱［16］，共168959个光谱.剔除DR10中符合以下条件的光谱（1）［OI］λ5577Å线处于Lyα波段，（2）［OI］λ5577Å线在常见的发射线峰值处，其包括源静止波长分别处于2800Å、2440Å、2326Å、1909Å、1892Å、1857Å、1776Å、1663Å、1640Å、1549Å、1403Å、1335Å、1305Å、1240Å、1218Å的宽发射线，（3）［OI］λ5577Å线附近存在数据异常.最后，DR10符合条件的光谱为117459个，占总光谱数量的70%.

2　SDSS光谱［OI］λ5577Å残差分类

SDSS光谱的取样间隔为Δ（logλ）=0.0001Å，其光纤光谱观测系统共有1000条光纤，每条光纤记录一个光谱，其中80条光纤用于记录天光光谱［8，17，18］.由于每条天光光谱的色散曲线不同，把每次曝光的各个天光光谱的数据按波长排列，构成了一条波长采样间隔更密集的光谱，再利用B样条函数进行拟合，得到SDSS的“平均天光谱”［9］.但是，由于天光存在空间差异，平均天光和实际的天光存在差异.SDSS发布的光谱数据已经进行减天光.图1为SDSS［OI］λ5577Å天光线残差的6种不同形态.图1中不同的形态是由于SDSS的平均天光线与真实的天光线之间的宽度或强度存在差异所导致.图2 为SDSS J000230.71+004959.0的流量归一化光谱.绿线为1σ的噪音水平.图中显著的吸收系统为红移位于0.955的Mg II吸收线系统，红线标记的位置依次为 Fe IIλλ2586Å、Fe IIλ2600Å、MgIIλ2796Å、Mg IIλ2803Å和Mg Iλ2852Å吸收线在观测坐标系的线心位置.高斯函数可以很好地拟合Fe IIλλ2586Å、Fe IIλ2600Å、Mg IIλ2796Å、Mg IIλ2803Å吸收线（蓝线），而在5577Å附近，由于受到［OI］λ5577Å线残差的影响，很难得到真实的吸收成分.

图1　由DR10光谱分析得到的6种［OI］λ5577Å残差形态

图2　SDSS J000230.71+004959.0的流量归一化光谱

3　SDSS光谱［OI］λ5577Å残差分布

取波长位于［OI］λ5577Å附近的N个数据点，设i为数据点序号（i=1，2，…，N），则每个数据点对应的波长为λi=｛λ1，λ2，…，λN｝.对每个光谱的流量进行长度为13个数据点的中值平滑（取每个数据点和左右两侧共13个数据点的流量的中值）得到中值平滑谱，用原始流量减中值平滑谱得到“残差流量”，设第j个样本光谱每个数据点对应的残差流量为fj，i=｛fj，1，fj，2，…，fj，N｝.以光谱曝光时间ti为权重计算总残差流量:

图3　SDSS［OI］λ5577Å区域光谱数据的叠加

式中M为样本光谱数目.Fi的分布见图3.由图可见光谱中的［OI］λ5577Å残差比较明显，并且轮廓类似于一个发射成分和一个吸收成分的叠加.

［OI］λ5577Å残差流量计数，我们采用以下方法进行.设每个数据点的计数为ni=｛n1，n2，…，nN｝，则

其中c为残差流量的比较阈值，分别以c=0.2、0.4、-0.2、-0.4（单位为10-17erg/cm2/s/Å）作为计数阈值.ni的分布见图4，其呈正态分布.对于每一个阈值，均利用一个高斯函数拟合，见图4中的红色曲线.

图4　残差流量分布，红线为高斯函数拟合.

4　结果与讨论

我们归纳出了由SDSS平均天光和真实天光之间的差异导致的 ［OI］λ5577Å线残差的形态，其与窄吸收线形态非常相近，难以区分彼此.通过分析SDSS类星体的叠加光谱，发现光谱中的［OI］λ5577Å残差比较明显，并且其形态由一个发射轮廓与一个吸收轮廓描述（见图3）.我们从样本中随机抽取5000个光谱对 ［OI］λ5577Å附近的数据叠加，结果见图5，图中蓝色的离散点是SDSS减天光后的光谱叠加，红色线是减天光前的光谱叠加.由图可见，减天光前光谱中没有吸收轮廓，但是减天光后出现了吸收轮廓，因此吸收轮廓是减天光导致的.

图5　从样本中随机抽取5000个光谱的叠加结果.

由于5572.3～5585.4Å内的 ［OI］λ5577Å天光残差轮廓和吸收线的轮廓很接近，因此在分析此波长范围内的吸收特征需要格外谨慎，避免由于天光残差导致错误结果.

在后续的研究工作中，我们将结合光谱中所有天光线的残差与PCA方法，探索更准确的减天光方法.

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P142.3

A

1673-260X（2016）07-0004-03

2016-04-12

国家自然科学基金项目资助（11363001），广西高校科研项目（KY2015YB289），百色学院重点项目（2015KAN04）

潘大胜，男，副教授，研究方向：天体物理