河外星系NGC 0925中氫二區的光譜觀測研究

王舒婷，吳啟明，袁 淇，鄭映慧，方鳳娜，毛業偉*

（1.廣州大學a.天體物理中心；b.物理與材料科學學院，廣東 廣州 510006；2.中國科學院國家天文臺，北京 100101；3.中國科學院大學天文與空間科學學院，北京 100049；4.中國科學院高能物理研究所粒子天體物理重點實驗室，北京 100049）

天體的電磁輻射攜帶著許多重要的物理信息，是天體信息主要的載體。天體的電磁輻射從天體發出，經過星際介質和地球大氣，再被地球觀測者的接收設備接收。在這個過程中，天體的輻射被氣體吸收或散射，可能使得天體輻射的強度和成分發生改變。地球大氣對天體輻射的方向、強度以及輻射成分都會有影響。天體輻射會受到地球大氣的吸收和散射，即大氣消光，不同波段的電磁波受大氣消光的影響也不盡相同，其中可見光和射電波段受影響最小。因此，地面觀測主要以射電觀測和光學觀測為主。

可見光觀測主要包括成像觀測、偏振觀測和光譜觀測。成像觀測是通過望遠鏡和探測器對天體直接成像以獲取天體的二維空間信息，包括天體的分布、動態變化和形態結構等。成像觀測往往需要追求更多的細節，這要求設備有較高的空間分辨率?？臻g分辨率對于望遠鏡來說，一般是望遠鏡的成像衍射極限，通過瑞利判據確定最小的分辨角。在地面觀測中，空間分辨率往往還受大氣視寧度的影響。偏振觀測是對天體電磁輻射偏振特性的觀測研究，在觀測上通常以斯托克參數討論偏振問題。偏振觀測可以獲取天體的電磁場環境、天體的輻射機制等物理信息。光譜觀測是認識天體物理性質的核心研究手段。通過對天體的光譜觀測，可以獲得天體的許多信息，如天體的表面溫度、壓力、元素種類和元素豐度、天體的電磁場等物理信息［1］。

天體光度測量也叫測光，是通過望遠鏡和探測器對天體某一特定波段的電磁輻射流量的測量。對天體的光度測量可以得到天體星、色指數、光譜能量分布和塵埃消光等信息。目前，光學觀測中的輻射探測器主要為電荷耦合器件（Charge-Coupled Device，簡稱CCD）。CCD主要有量子效率高、線型響應好等優點。CCD是由硅二極管組成的陣列，這些二極管在受到光照時，光子的能量使其產生光電子。光電子被儲存、轉移，經過電荷放大器轉化為電壓輸出，最后轉化為數字信號。在這個過程中，這些光電子成比例轉化為以模數轉換單元（Analog-Digital Unit，ADU）的數字信號（counts）輸出，而這個比例系數稱為增益（gain）。CCD收集的信號在轉移、放大等過程中都會引入噪聲，這類噪聲稱為讀出噪聲（read noise）［2－3］。以CCD為輻射探測器的觀測是將天體輻射轉化為數字信號，這些數字信號還要通過一系列的數據處理將數字信號定標為真實的天體輻射強度等信息。

天體分光測量是應用光譜分析的方法研究天體的物理性質。天體分光測量的基本器件是光譜儀，光譜儀主要由準直系統、分光系統和成像系統組成。在分光系統中，基于色散原理的光譜儀分光器件主要有棱鏡光譜儀和光柵光譜儀，而基于干涉原理的光譜儀主要有傅里葉變換分光儀和F-P干涉儀等。長縫－光柵光譜儀主要由狹縫、準直器與光柵組成。天體的復色光輻射進入望遠鏡后先通過狹縫再經過準直器再到光柵，此時，由于衍射現象發生色散分光，最后被終端的CCD接收。光柵光譜儀的色散系統是衍射光柵，衍射光柵是單縫衍射和多縫衍射組合的綜合效果。衍射光柵主要包括平面光柵和定向光柵（又稱閃耀光柵）。平面光柵的能量主要集中在沒有色散的零級光譜上，色散的效率低。定向光柵是具有許多確定形狀刻槽的反射面，定向光柵可以將90%以上的能量集中在應用的那一級的波段范圍內。光柵光譜范圍是指相鄰兩個光譜級次之間重疊的波長差，但實際的光譜工作范圍還受CCD尺寸大小和大氣窗口等因素限制。光譜的分辨率定義為λ ／Δλ，其中，λ為光譜中的某一波長位置，Δλ為最小可分辨波長間隔，實際的Δλ受光柵刻度、采用的光譜級數、入縫寬度以及CCD像元尺寸等影響［4－5］。

在天文光譜觀測中，天體復色光通過光譜儀后色散在CCD上，此時，波長信息儲存在CCD像素坐標上，光譜的流量轉化為數字信號。天體的信號在被探測時也攜帶了許多噪聲。這些噪聲主要來源于天體的背景輻射、天體輻射在到達探測器時經過的介質以及探測器本身的噪聲。介質的影響主要包括星系內部的消光、銀河系消光、地球大氣的消光、宇宙線噪聲、天光背景的污染及望遠鏡收集輻射帶來的消光和其他影響等。作為探測器的CCD在接收天體輻射時的噪聲來源主要有本底、暗流電和平場。本底噪聲是由于CCD工作時的偏置電壓影響，在無曝光時也會儲存一些電子噪聲；暗電流噪聲是CCD工作時產生的熱電流，這類噪聲與溫度有關，在天文上可以通過制冷來降低這類噪聲；平場噪聲又稱空間噪聲，這類噪聲主要是由于CCD每個像元之間的量子效率不同引起［6］。因此，要獲取天體的光譜信息，往往還需要對接收的信號進行處理，這些處理包括對各種噪聲的扣除和對波長與流量的定標。

電離氫區（氫二區）有非常明顯的光學波段的光譜發射線特征，這些譜線主要來自被電離的激發氣體。當H離子俘獲電離的光電子時，這些電子會發生一系列的級聯輻射，最終返回基態。在發生級聯輻射過程中將輻射出H的復合線，這些復合線在光學波段為Hα、Hβ、Hγ等巴爾默線系的譜線。若電離電子與離子發生碰撞相互作用，則會使得O、N、S等元素的離子發生碰撞激發。在氫二區的低密度條件下，這些被激發的離子在被下一次碰撞激發前已經發生輻射衰變，輻射出一系列如［OII］λ3727、［OIII］λλ4959，5007、［NII］λλ6549，6583、［SII］λλ6717，6731等禁線。通過對氫二區的光譜觀測，能得到氫二區電離氣體的一些性質，如電離態、塵埃消光、化學元素豐度、恒星形成率等物理／化學參數［7－9］。

本研究使用國家天文臺2.16 m望遠鏡［10］對河外星系NGC0925的一個氫二區觀測原始光譜數據進行數據處理和光譜測量，利用測量得到的譜線流量進一步計算氫二區的一些物理／化學參數。NGC 0925是一個晚型（late-type）SABd型的棒旋星系，該星系的長軸方位角為102°，正對視向方向的傾角為i＝57°，位于赤道坐標赤經02h27m16.8s，赤緯 ＋33°34′45.0″，到地球的距離為9.12±0.17 Mpc［11－13］。

本文的第一部分將介紹觀測的數據以及觀測情況；第二部分將展示原始光譜數據的處理；第三、第四部分將對一維的光譜進行銀河消光改正、譜線證認、譜線流量測量以及一些物理／化學參數的計算；第五部分對本工作進行討論；第六部分將對本文的工作進行總結。

1 光譜觀測

本工作中NGC 0925的氫二區光譜觀測數據是由國家天文臺興隆觀測站2.16 m望遠鏡于2007年到2008年間觀測獲得［14］。觀測時選用的光譜儀是Optomechanics Research Inc（OMR）卡焦低色散長縫－光柵光譜儀，它安裝在2.16 m望遠鏡卡塞格林焦點上。在本次觀測中的光柵為300刻線／mm，色散分辨率約4.8 ?／pix，狹縫出縫寬度為2.5″，狹縫長度為4′，光柵的閃耀波長為5 500?，觀測波長覆蓋在3 600～8 000 ?［10，14］。對NGC 0925氫二區觀測的狹縫曝光時間為1 800 s×2或1 800 s×3。

本底是在CCD關閉快門下0秒曝光的圖像，圓頂平場的觀測是在關閉天文圓頂時，由望遠鏡對平場燈漫反射制造的均勻光源觀測得到。本底和平場圖像在當晚的觀測開始前和觀測結束后各拍攝5份。為提高光譜的觀測效率，在觀測時盡量調整狹縫方位角（北偏東），使狹縫同時覆蓋多個氫二區。目標源觀測結束后，在不改變望遠鏡指向和狹縫方位角的情況下，對He－Ar燈拍攝標準燈譜圖像。由于OMR的CCD在工作時采用液氮制冷，暗流很小，因此，在觀測時通常不再拍攝暗流圖像。標準星和標準星的標準燈譜的觀測也是在不改變狹縫方位角的條件下觀測得到。流量定標中標準星的光譜來自國際參考星庫（Internation Reference，簡稱IRS）［15］中的光譜。

本文展示的是筆者對NGC 0925中的一個氫二區進行的工作。這個氫二區在星系中的位置和對其進行光譜觀測的狹縫位置見圖1。對該氫二區的觀測于2007年10月13日進行。該氫二區的赤經為02h27m00s，赤緯為＋33°34′34″，狹縫的方位角為49°，觀測曝光時間為1 800 s×2。觀測時選用的標準星為HD19445（赤經03h08m26.42s，赤緯26°2′34.9″），對標準星進行觀測的曝光時間為300 s。對標準燈進行觀測的曝光時間為30 s，對平場燈進行觀測的曝光時間為120 s。觀測當晚的視寧度約為3.0″。圖2從上至下展示了目標源、標準星HD19445、目標源的標準燈、其中一張本底和平場的原始觀測數據。每幅圖的橫向為色散方向，縱向為空間方向。

圖1 基特峰天文臺2.1 m望遠鏡觀測得到的NGC 0925 Hα窄帶圖像Fig.1 Hαnarrowband image for NGC 0925 obtained with the 2.1 m telescope at the Kitt Peak Observatory

2 對原始數據的處理

2.1 CCD二維數據的改正

觀測得到的原始光譜數據是二維的FITS文件，使用PyRAF①PyRAF是基于PYTHON的腳本語言編寫的用于代替IRAF CL的命令語言。PyRAF自1999年起由太空望遠鏡科學研究所（STScI）開發。IRAF是用于天文數據處理與分析的通用軟件系統，這個軟件是由亞利桑那州的圖森的國家光學天文臺編寫的。對原始數據進行標準化的處理。對于OMR光譜儀觀測的光譜，原始數據的處理主要包括減本底、平場改正和宇宙線的剔除［16－17］。光譜CCD二維數據的改正由下式進行：

在進行原始數據處理之前，先對數據進行預處理。預處理包括裁減圖像邊緣、圖像檢查和頭文件的添加。通過DS9②SAO Image DS9是一款天文成像和數據可視化應用程序。它支持FITS圖像和二進制表讀取、多幀緩沖區、區域操作以及多尺度算法和色彩表。和PyRAF檢查圖像，對目標源和標準星的FITS文件添加名字、坐標、觀測時間、大氣質量等頭文件③本工作使用興隆觀測站提供的readlog.cl腳本文件執行批量添加。。

2.1.1 本底改正

對觀測的本底圖像進行maxmin的平均值合并，獲得一個主本底文件，再對目標源、標準星、標準燈和平場的二維圖像進行本底改正。PyRAF中的zerocombine和ccdproc任務包用于進行本底圖像的合并和本底的改正。

2.1.2 平場改正

圓頂平場燈譜呈現近似黑體輻射的光譜，由于圓頂平場燈的漫反射光在狹縫的空間方向上可能存在比較大的照明梯度，因此，還需要消除平場燈照度不均勻性。平場改正的整個流程包括對平場文件進行合并；對合并后的平場圖像進行色散方向的擬合和歸一化，如圖3（a）；將色散方向的歸一化生成的圖像分成5個bin并分別進行空間方向的擬合和歸一化如圖3（b）左；將兩幅歸一化的平場相除，以消除平場燈照度不均勻性，生成一幅標準的平場文件［18］（圖4）。最后對目標源、標準星和標準燈進行平場改正，消除不同像元之間的量子效率不同帶來的響應不均勻性。

圖3 圓頂平場輪廓Fig.3 Dome flat-field profiles

圖4 色散和空間方向均歸一化后的標準平場圖像Fig.4 Image for the standard flat-field image after normalization in both of dispersion and spatial directions

平場圖像合并、色散方向歸一化、空間方向歸一化和平場改正通過使用PyRAF中的twospec下的flatcombine、response、illumination和ccdproc任務包實現。

2.2 宇宙線的去除

由于觀測目標的曝光時間比較長，一些隨機的宇宙線會不可避免地打到CCD上，從而被錯誤地記為觀測信號。被記入觀測數據的每一個宇宙線在二維圖像中表現為隨機分布的一個占據2～3個像素的亮點。宇宙線的剔除可以通過合并圖像自動完成，也可以手動去除。在去除宇宙線的過程中，通常使用周圍幾個像素強度的平均值代替宇宙線噪聲的點。

2.2.1 合并圖像

通過觀測得到了兩張目標源的圖像，先采用圖像合并的方式去除宇宙線。兩張目標源圖像使用PyRAF中incombine包的minmax拒絕算法（rejection）合并成一個假圖像；將假圖像頭文件修改ncombine＝0，exposure＝0；在imcombine包上設定以曝光時間為權重和avsigclip的拒絕算法方式選擇合并方式將兩張目標源和假圖像合并成一副圖像。在此過程中自動去除了包括大部分宇宙線在內的無效信號。

2.2.2 手動去除宇宙線

合并圖像過程中去除了大部分宇宙線，但還存在小部分宇宙線需要手動去除。這一過程在PyRAF中的cosmicrays任務包下反復進行，圖5為PyRAF交互圖上顯示的宇宙線的直方圖。宇宙線去除的二維圖像見圖6（b）。圖6見封二。

圖5 PyRAF交互界面上的宇宙線直方統計圖Fig.5 Cosmic-ray histogram on the PyRAF interface

圖6 一維光譜的抽取Fig.6 Extraction of one-dimensional spectra

2.3 一維光譜數據的抽取和定標

為了獲取天體的光譜信息（即色散數據），需要對二維空間－色散數據進行光譜的抽?。ㄒ韵潞喎Q抽譜），即獲得特定空間位置的一維色散數據。抽譜過程中需要確定抽譜孔徑，包括孔徑位置、孔徑大小、光譜的色散軌跡（對色散軌跡進行追蹤）。抽譜后的一維色散數據還需要進行波長定標和流量定標。波長定標是將像素坐標轉換成波長，流量定標是將光譜的CCD的電子計數轉化為標準單位的輻射流量。這一節將展示一維光譜數據的處理，內容包括抽譜、波長定標和流量定標［19］。

2.3.1 標準星、目標源、標準燈光譜的抽取

先對標準星進行抽譜并獲得其光譜在CCD圖像上的軌跡。抽譜的孔徑的中心位置選擇在光譜的峰值，孔徑大小約25 pixels。選擇標準星周圍的天光背景采用2階的切比雪夫多項式（Chebyshbv）擬合作為標準星的天光背景并扣除（具體操作可參見下面氫二區光譜的抽?。?。光譜的色散軌跡采用3次樣條插值擬合，擬合合結果見圖6（e）。

氫二區的光譜具有非常明顯的發射線特征，尤其是Hα譜線，而連續譜通常比較弱，因此，在二維數據上依照Hα發射線的空間位置設定孔徑進行抽譜，這樣抽譜界面信噪比高，從而使孔徑誤差最小。抽譜孔徑的位置設為二維數據上的Hα發射線的像素坐標。圖6（a）和6（b）分別展示了抽譜孔徑在星系圖像和觀測得到的空間－色散二維數據中的位置和大小，在圖6（b）中同時標出了Hα和［NII］λλ6548，6584發射線的位置?？讖降某叨刃枰恍∮谟^測臺站所在地的視寧度。對于這個氫二區，筆者設定的孔徑大小為20″×2.5″。在抽譜前還需要測量背景，采用二階的切比雪夫多項式（Chebyshbv）對孔徑周圍沒有發射線的區域進行擬合得到。擬合得到的背景用于對光譜進行背景扣除。圖6（d）展示了對背景區域的擬合。由于氫二區的連續譜相比于發射線來說比較弱，容易受到背景以及同一狹縫中其它氫二區的影響而不利于對色散軌跡進行追蹤，因此，在抽取氫二區的光譜時，參照標準星的色散軌跡對目標氫二區的色散軌跡進行追蹤。目標源的抽譜結果展示在圖6（f）中，橫坐標為像素代號（尚未波長定標），縱坐標為CCD電子計數（尚未流量定標）。

本工作的目標源和標準星都已通過觀測得到相應的標準燈譜，在數據處理時也需要分別對目標源和標準星的標準燈譜進行抽取。標準燈譜的孔徑位置、大小以及光譜軌跡參照相應的目標源或標準星的孔徑。對于標準燈來說抽譜時不進行背景扣除。

光譜的抽取通過PyRAF中的twospec-apextract-apall任務包完成。

2.3.2 波長定標

如圖6（f）所示，通過抽譜得到目標源的一維光譜中，色散方向的坐標為像素代號，還需要進行波長定標，將其轉化為波長。波長定標是通過確定的波長－色散關系將觀測的光譜的像素代號轉化為波長。這里的波長－色散關系由He－Ar標準燈譜得到。

（1）燈譜譜線標識

在波長轉化前需要分別對標準星和目標源的標準燈譜進行波長證認標識。采用興隆觀測站提供的He-Ar燈譜圖［20］對標準燈譜進行證認。通過證認并手動標識部分譜線后再自動標識其他譜線。圖7（a）為觀測得到的標準燈譜示意圖，其中的譜線已經證認表示完成，圖中黃色短線代表標識的譜線。

圖7 波長定標圖解Fig.7 Illustration of wavelength calibration

標準燈譜的證認標識利用PyRAF中的onespec-identify任務包完成。

（2）波長－色散關系擬合

在證認標識譜線完成后，需要對波長－色散關系（波長－像素關系）進行擬合。本工作中采用spline3 3次樣條函數進行插值擬合，擬合中需要剔除殘差大于0.5。圖7（b）展示了擬合得到的波長－色散關系，通過這個關系，可以把上面抽譜得到的目標源和標準星的一維光譜數據的橫坐標由像元坐標轉化為波長（單位為?），從而完成波長定標。

波長定標利用PyRAF中的onedspec-refspectra任務包完成。

2.3.3 流量定標

（1）大氣消光

地球大氣對天體輻射具有消光（吸收和散射）作用。在不同的地點，大氣消光往往是不同的。對于完成波長定標的目標源和標準星的光譜需要進行大氣消光的改正。

大氣消光定義為消光前后天體的某個波段的星等差，由輻射波長和大氣質量決定，數學表達式為

其中，mλ和mλ0分別為某天體在λ波長處大氣消光后的星等和大氣外（大氣消光前的）星等；Kλ為λ波長處的Bouguer消光系數；M（z）為天定距z處的大氣質量［21］。

本工作的大氣消光曲線（消光－波長關系曲線）由興隆觀測站提供［22］（圖8）。

圖8 國家天文臺興隆觀測站大氣消光曲線Fig.8 Atmospheric extinction curve at the XingLong station of the National Astronomical Observatories

（2）響應函數的生成和光譜流量改正

為了獲得光譜的輻射流量，需要使用大氣消光曲線和當晚觀測得到的標準星光譜（以電子計數為單位）與從標準星庫（International Reference，IRS［15］）中得到的標準星光譜（以標準流量為單位）進行對比，結合大氣消光曲線，從而得到觀測當晚的光譜響應函數，見圖9。這個光譜響應函數用來把目標源的光譜單位由電子計數轉化為標準流量，這樣就完成了流量定標。圖9橙色實線光譜展示的是流量定標后目標氫二區的光譜，橫坐標是波長（單位為?），縱坐標為標準流量密度（單位為erg s－1cm－2?－1）。

圖9 光譜流量響應函數Fig.9 Sensitivity function of Spectrophotometric flux

響應函數的生成借助PyRAF中onedspec-standard和sensfunc任務包完成；標準流量單位的轉化借助PyRAF中的onedspec-calibra任務包完成。

3 光譜數據的進階處理和測量

3.1 銀河消光改正

定標后的氫二區光譜需要進行銀河消光改正。銀河消光是銀河系內星際介質（包括氣體和塵埃）對目標天體輻射的減弱作用，主要由星際介質的吸收和散射造成。對于光譜來說，消光程度隨波長減小而增大。消光程度隨波長關系的量化就是消光曲線。

本工作采用Cardelli等［23］得到（后文簡稱CCM）的消光曲線對NGC 0925的氫二區光譜進行銀河消光改正。銀河系的消光比率為RV＝A（V）／E（B－V）＝3.1，NGC 0925在V 波段的銀河消光為A（V） ＝0.208 mag［24］。CCM消光曲線的數學表達式為

式中，A（λ）是波長為λ處的銀河消光；ɑ（x）和b（x）是由CCM中與波長相關的系數。其中，x＝1／λ，令y＝（x－1.82），在1.1μm－1＜x＜3.3μm－1時，

圖10展示的是銀河消光改正前后的光譜比較。

圖10 氫二區銀河消光改正前后光譜比較圖Fig.10 The comparison of the spectra for the target HII region before and after the correction for Galactic extinction

從圖10可見，銀河消光改正后的光譜與銀河消光改正前的光譜比較，改正后的光譜流量密度變高了，連續譜的整體斜率變得更陡了。通過PyRAF中的deredden任務包完成。

3.2 光譜發射線測量

3.2.1 譜線證認

銀河消光改正完成以后，就可以測量光譜中的發射線了。在測量發射線之前，對光譜發射線進行了證認。如圖11，目標氫二區的光譜中，包含Hα、Hβ、Hγ等氫元素的復合線，HeIλ5877等氦元素的復合線，以及［OII］λ3727、［OIII］λλ4969，5007、［N II］λλ6549，6583、［SII］λ6717、［SII］λ6731等金屬元素的碰撞激發線。

圖11 目標氫二區光譜Fig.11 The spectrum for the target HII region

3.2.2 譜線輪廓擬合和流量估計

發射線的流量是發射線輪廓包圍的光譜區域的面積。譜線的輪廓由譜線的自然寬度、粒子間的碰撞以及粒子熱運動相對于觀測者的速率不同而發生的多普勒效應共同決定。理論上的譜線輪廓是由洛倫茲輪廓（自然線寬和碰撞致寬的合成效應而產生的輪廓）和多普勒輪廓（多普勒效應產生的輪廓）卷積得到的沃伊特輪廓［25－26］。實際工作中，高斯分布函數通常能夠很好地刻畫觀測到的譜線輪廓。本工作中，采用高斯分布函數擬合的方法來估計光譜發射線的流量。

對于氫二區，因為光譜中包括連續譜，所以發射線并不是以零流量水平為基礎。在發射線附近的連續譜可以近似地視為線性函數。因此，在擬合某一條發射線的輪廓時，采用一個高斯分布函數加一個線性函數進行擬合。高斯分布函數的數學表達式為

式中，λ為波長；λ0為高斯分布的中心（峰值）處的波長；σ是高斯分布函數的方差；A為常數。

發射線的流量為高斯分布函數輪廓包圍區域的面積：

在PyRAF的splot包中采用高斯核函數對譜線兩邊擬合時會自動采用高斯核函數加一次函數的模型。除了譜線的流量，還測量了譜線的線心波長（central wavelength）、譜線的半高全寬（Full Width at the Half Maximum，FWHM）、譜線的等值寬度（Equivalent Width，EW）等信息。譜線的線心波長是高斯分布函數輪廓的中心位置，FWHM是高斯分布函數輪廓最高點的一半對應的輪廓高度，等值寬度是與譜線和連續譜所包圍的面積相等但長度為1的矩形寬度（譜線流量與相應波長范圍的連續譜流量的比值）。

測量的發射線包括［OII］λ3727、Hβ、［OIII］λ4959、［OIII］λ5007、［NII］λ6548、Hα、［NII］λ6583、［SII］λ6717、［SII］λ6731，其中，［NII］λ6548、Hα、［NII］λ6583以及［SII］λ6717、［SII］λ6731由于相距較近而出現位置耦合，分別采用三高斯輪廓擬合和雙高斯輪廓擬合來解開譜線位置耦合。圖12作為示例展示了單高斯輪廓擬合和三高斯輪廓擬合的結果。

圖12 發射線輪廓擬合示意圖Fig.12 Emission-line profile fitting

3.2.3 測量誤差的估計

對于測量得到的發射線流量還需要估計測量誤差。發射線流量的測量誤差由下式得到：

其中，σline是發射線流量的測量誤差；σcon為發射線附近連續譜的標準偏差（即連續譜漲落噪聲）；Npix是發射線覆蓋的像素數目；EWline為發射線的等值寬度；Δλ為光譜數據的色散分辨率（?／pixel）［27－28］。其中，Npix可以用擬合的高斯輪廓覆蓋像素數目代替：

式中，σ＝FWHM／2.355，是高斯輪廓的方差；6σ為高斯輪廓的寬度。對式（7）進行換算得到最終的發射線流量估計公式：

式中，σ是高斯輪廓的標準偏差；EWline是發射線的等值寬度。其中，σ＝FWHM／2.355，FWHM和EWline在擬合高斯輪廓時輸出。

使用DS9軟件在NGC 0925的Hα窄帶圖像和狹縫放置圖確定該氫二區的赤經2h27m10.5s，赤緯＋33°36′12.5″。譜線的測量結果見表1。

表1 NGC 0925中一個氫二區的譜線流量測量結果Table 1 Spectral line flux measurements in the HII region of the NGC 0925 erg s－1cm－2

3.3 星系內消光改正

觀測得到的河外星系氫二區的光譜還受星系內部當地塵埃消光（星系內消光）的影響，因此，還需要對光譜發射線流量的測量值進行星系內消光改正。本工作中，采用“巴爾默減幅”（Balmer Decrement）的方法改正星系內消光。

“巴爾默減幅”的消光改正方法基于光致電離的Case B假設。在Case B中，電離氣體產生的Hα與Hβ發射線的本征流量比（（Hα／Hβ）int）在一定的電子溫度和電子密度條件下是定值。當電子溫度Te＝10 000 K、電子密度為ne＝100 cm－3時，（Hα／Hβ）int＝2.86［8，29，30］。當觀測到的（Hα／Hβ）obs＞2.86時，被認為是由塵埃消光造成，這時對光譜進行塵埃消光改正；當觀測到的（Hα／Hβ）obs≤2.86時，則不進行塵埃消光改正。

根據（Hα／Hβ）int＝2.86結合CCM消光曲線得到Hα／Hβ的改變與塵埃消光的關系為

由E（B－V）可以得到消光改正后的發射線流量：

式（11）中，E（B－V）是色余值；F（λ）int為消光改正后的發射線流量；F（λ）obs為觀測到（消光改正前）的發射線流量；kλ＝RVɑ（x）＋b（x）（其他參數定義見第4.1節）。對于本工作中研究的氫二區，由式（10）得到E（BV）＝0.207±0.007 mag，再由式（11）得到各條發射線消光改正后的流量。表1列出了消光改正前后每條發射線的流量值。

4 氫二區物理參數的計算和結果呈現

從第3節中得到的光譜發射線的流量可以獲得氫二區的一系列物理參數，包括星系內消光、恒星形成率、氧元素豐度等。這一節呈現的是如何通過發射線流量計算這些物理參數，以及對這些物理參數的分析。

4.1 星系內消光

由第3.3節中的式（10），可以得到色余E（B－V）＝0.207±0.007 mag，再利用消光比率RV＝3.1得到V波段的消光AV＝0.641±0.023 mag，說明這個氫二區約55% 的V波段輻射被星系NGC 0925中的塵埃介質吸收或散射了。

4.2 恒星形成率

氫二區是恒星形成的場所，恒星形成活動的強弱是氫二區的重要性質。反映恒星形成活動強弱的參數是恒星形成率（Star Formation Rate，簡稱SFR），它指每年形成的恒星質量，通常以太陽質量為單位（M⊙yr－1）。SFR的大小與Hα發射線的光度（L（Hα））相關。利用L（Hα）與SFR的定標關系就可以通過Hα發射線獲得SFR的數值。在本工作中，采用如下定標關系計算SFR［31］，這個定標是被最廣泛應用的SFR定標關系：

式中，L（Hα）的單位是ergs－1它與Hα發射線的流量之間的關系如下：

式中，D為NGC 0925到地球的距離（以cm為單位），F（Hα）是Hα發射線的流量。

由上式得到本工作中研究的氫二區的恒星形成率SFR＝0.019±0.001 M⊙yr－1。這個結果表示該氫二區每年產生0.019個太陽質量的恒星。

SFR的大小與測量面積相關。為方便比較不同天體，人們通常把SFR歸算到單位測量面積，即恒星形成率面密度∑SFR＝SFR／Areɑ，Areɑ指測量的面積（單位為Kpc）。本工作中，計算了所研究氫二區的恒星形成率面密度，其中的測量面積為抽譜孔徑的面積（對應星系NGC 0925當地的實際面積。該區域在NGC 0925上的面積可以近似用平面幾何投影改正并計算［32－33］：

式中，Areɑproject是NGC 0925在天球投影面積大??；sl、sw、i分別是狹縫中抽譜時的孔徑長度、狹縫的寬度、星系的傾斜角（角度的單位均取弧度制）。由以上算式計算得到氫二區∑SFR＝0.104±0.006 M⊙yr－1kpc－2。也就是說，每年該氫二區1 000平方秒差距里約產生0.104個太陽質量的恒星。

4.3 氧元素豐度

在天文學中，氫和氦以外的元素都稱為金屬元素。宇宙中，氧元素的含量相比于其他金屬元素占比更高，所以星系與星際介質的金屬元素通常是指氧元素豐度。氧元素豐度是氧的數密度相對于氫的數密度之比，即12＋log（NO／NH），記為12＋log（O／H）。

在觀測上，通常是通過測量電子溫度來確定氧元素豐度，這也是目前最直接的方法。確定電子溫度，需要同時測量到極光線和較低激發態的碰撞激發線，如［OIII］λ4363極光線和［OIII］λ4959，5007碰撞激發線，通過它們之間的關系確定電子溫度。但隨著金屬豐度的升高，［OIII］λ4363的輻射通量會衰減，甚至無法被觀測到。因此，還需要其他的方法來計算氧豐度——強線法，強線法是通過H的復合線以及O、N、S等較強的碰撞激發線來確定氧的金屬豐度［9］。對于太陽，Asplund等［34］得到太陽光球層的氧豐度為12＋log（O／H）⊙＝8.69±0.05 dex。Dopita等［35］基于光致電離模型提出N2S2Hα的強線法計算氧豐度，該方法幾乎不依賴電離參數和塵埃消光。本文也將以Dopita等提出的N2S2Hα方法計算氧豐度。Dopita中的N2S2Hα：

其中，N2S2Hα＝log（［NII］λ6583／［SII］λλ6717，6731）＋0.264log（［NII］λ6583／Hα）。

由上式得到該氫二區的氧元素豐度為12＋log（O／H）＝8.337±0.014 dex。該氫二區的氧元素豐度低于太陽豐度，約為太陽豐度的0.44倍。

5 討 論

在以上結果中，除了已經量化的誤差，在觀測、數據處理、計算過程中還可能引入額外誤差未被記入量化結果的情況?，F對這些額外誤差進行如下討論：

（1）觀測當晚的實測視寧度約3″，而狹縫寬度約2.5″（狹縫寬度設為觀測臺址平均視寧度），這可能將會對觀測目標的輻射流量造成一定的損失。

（2）選擇氫二區狹縫中的一些弱信號部分作為背景，這一部分背景可能涵蓋其他比較暗弱的氫二區，扣除這樣的背景將導致發射線流量和流量比的額外誤差。然而在抽譜時，背景區域在Hα空間輪廓圖上沒有明顯可見的突出信號，猜測是由于背景區域的選取而產生的誤差小于已經量化的誤差的原因。

（3）抽譜時的色散追蹤選用了標準星的色散軌跡，由于不是同一次觀測，望遠鏡的指向和狹縫的轉角都發生了變化，因此，標準星的色散軌跡可能并非與目標源的色散軌跡一致。然而參照標準星對于當前數據來說是唯一適合并可用的對目標源的色散軌跡進行追蹤的方法。這一額外誤差（如有）很難估計其影響，但是不采用這種方法，產生的誤差只會更大。

（4）星系內消光改正采用的“巴爾默減幅”方法是假定了一定的電子溫度和密度下（Hα／Hβ）int＝2.86而進行的，但實際的氫二區中的電子密度和溫度可能并不與假設完全一致，在這種情況下（Hα／Hβ）int不一定為2.86，如果仍然用（Hα／Hβ）int＝2.86就會產生額外誤差。這一點可能廣泛存在于很多工作中，尤其是大樣本研究。在未來的工作中，將深入、細致研究這種傳統的塵埃消光改正方法在河外星系光譜學研究中產生的額外誤差究竟有多大。

（5）本工作的氧元素豐度的誤差小于1%。采用了van Zee等［36］測量的該氫二區發射線流量用相同的方法計算的氧元素豐度為8.238±0.030 dex，結果相差約0.1 dex。該結果之間的差異可能來自于觀測條件不同和數據處理過程中存在的差異。而觀測條件的不同主要包括望臺址的大氣消光、觀測設備、觀測當晚視寧度、天光背景、觀測狹縫的大小和觀測時狹縫覆蓋氫二區的位置等。數據處理過程中存在的差異包括光譜背景選取、孔徑大小和位置的選擇、光譜色散軌跡的追蹤以及消光曲線的選擇等因素。

6 總 結

本文呈現的工作是利用國家天文臺2.16 m望遠鏡對河外星系NGC 0925中的氫二區進行的光譜觀測，以及對觀測得到的原始數據進行的處理、測量、分析。對原始數據的處理包括本底改正、平場改正、宇宙線的剔除、一維光譜的抽取、波長定標、流量定標以及銀河系消光改正。對于處理完成的氫二區的光譜，測量了一系列光譜發射線的流量，這些發射線包括Hα、Hβ、Hγ等氫元素的復合線，以及［OII］λ3727、［OIII］λ4959、［OIII］λ5007、［NII］λ6549、［NII］λ6583、［SII］λ6717、［SII］λ6731等金屬元素的碰撞激發線。通過采用“巴爾默減幅”的方法，估計了氫二區的星系內消光，并對譜線流量進行了星系消光改正。

基于觀測光譜，本工作獲得了該氫二區的星系內消光、恒星形成率、氧元素豐度等物理參數的值。在V波段的星系內消光AV＝0.641±0.023 mag；恒星形成率SFR＝0.019±0.001 M⊙yr－1，恒星形成率面密度∑SFR＝0.104±0.006 M⊙yr－1kpc－2；氧元素豐度12＋log（O／H）＝8.337±0.014 dex，為太陽豐度的0.44倍。

截至目前，已經觀測了NGC 0925中近30個氫二區，接下來將用同樣的數據處理和測量方法獲得譜線流量，進一步研究光譜特征和物理參數在星系中的空間分布，以及氫二區的性質在星系中的空間變化，并由此推斷星系的形成和演化過程。

致謝：感謝興隆2.16 m望遠鏡全體工作人員的支持。本文部分工作得到中國科學院光學天文重點實驗室開放課題資助。