4SDSS星系的分类

SDSS星系的分类来自塞尔维亚大学2017年秋季课程《气体星云和活动星系核的物理》的课程项目。香港大学李雨珊[e-mail]我们的基本问题是如何靠谱地将星系分类成星爆星系或者AGN。最好的方法就是根据这些天体中不同的“激发”机制来进行分类，也就是BPT图。“Baldwin,Phillips&Terlevich”(BPT1981)图显示，基于[OIII]λ5007/Hβ分别与[NII]λ6583/Hα、[OI]λ6300/Hα、[SII]λλ6716,6731/Hα的流量比，我们可以将LINER星系、普通HII区和普通AGN（赛弗特星系和类星体）分开。这就是区分星爆星系和AGN（活动星系核）的基本方法。左图：可以看出赛弗特II型星系的两个比值都很高（空心圆是HII区，这种源是完全由热恒星离子化的；实心圆是窄线AGN（赛弗特II和NLRG），它们由“较硬”的连续谱（也就是更多的高能光子，比如幂率谱）离子化；三角形代表LINER星系；实线是两种目标之间的经验分界线）。HII区定义了许多较低数值的源，不会与赛弗特星系占据的参数域重合。根据LINER星系较低的[OIII]λ5007/Hβ与[NII]λ6583/Hα的比值，它们可以和赛弗特II星系有效区分，而它们更高的[NII]λ6583/Hα值可以与HII区相区分。在通常情况下，BPT图都表现很好，但是当我们需要对遥远星系进行分类的时候，因为BPT图所需的星系的发射线随着距离的增加很快移出光学窗口进入红外，在这个波段得到光谱就变得困难许多。事实上，超过z0.4，BPT图就不再适用了。因此，我们需要其它判断方法。其中一种可能是TBT2011，由Trouille,Barger&Tremonti(2011)提出。这些作者创造了一种新的判断方法，类似于BPT图，但是依赖于位于更短波段的[NeIII]和[OII]，并使用了完全不同的y轴——静止参考系的(g-z)颜色（见右图，来自TBT2011）。这些作者称之为TBT图，在他们的文章中，显示了它在区分恒星形成星系和AGN上像BPT图一样有效，而且能够更好地找到X射线屏蔽星，最好的是，它可以被推广到z=1.4。右图：“TBT”图，用[NeIII]和[OII]的比值和(g-z)颜色来将目标分为AGN或者星爆星系（来自TBT2011）。任务1：第一个也是最主要的任务是，使用SQL工具，从SDSS数据库中提取有窄线发射且红移z0.3的前30,000个星系，并画出BPT图（DR14–）。从SDSS谱线数据库中获取如下谱线的流量：Hα、Hβ、[OIII]λ5007、[NII]λ6583、[SII]λλ6716,6731、[OI]λ6300（提示：在选择星系的时候将只需要窄线发射作为条件之一；找到一个方法只用SDSS表格中有的流量来计算）。对于分界线，使用Kewleyetal.(2001)的理论曲线和Kauffmanetal.(2003)经验曲线。画出[OIII]λ5007/Hβvs.[NII]λ6583/Hα图，将不同的目标赋予不同的标记和颜色（见下图）。左图：星系（蓝色），混合星系（灰色）和AGN（红色）在传统BPT图中被区分开（来自TBT2011）。任务1a：使用另外两个常用BPT判据：1)[OIII]λ5007/Hβvs.[SII]λλ6716,6731/Hα，2)[OIII]λ5007/Hβvs.[OI]λ6300/Hα，来检验第一个BPT判据[OIII]λ5007/Hβvs.[NII]λ6584/Hα进行的分类。（提示：使用和第一个判据相同的标记和颜色来做出比较）。任务1b：估计窄线发射气体的电子密度（使用[SII]λλ6716,6731谱线比例）并画出一个经典BPT图（见上图），用标记的大小代表不同的电子密度（即大尺寸相对应于更高的密度，使用0.5dex的梯度）。任务2：对于SDSS天体的部分样本，也能获得[NeIII]λ3869和[OII]λλ3726,3729谱线流量（提示：设定S/N至少为5）。从第一个样本中提取出这个样本，同时获得它们的g，z星等和以上谱线流量。画出这个样本的BPT和TBT图，保持相同的标记（即在TBT图中使用从BPT图获得的分类信息）。观测星等需要使用K改正（k-correction）被转换为z=0参考系（Chilingarianetal.2010，网址：或者Blanton&Roweis2007，网址：）。TBT图中的分界线是：其中(g-z)0是静止参考系的g-z颜色，[NeIII]是[NeIII]λ3869的谱线流量，[OII]是[OII]λλ3726,3729的谱线流量（当双线成分不能分辨时有时被标记为[OII]λ3727）。参考文献和帮助：Baldwin,J.A.,Phillips,M.M.,&Terlevich,R.1981,PASP,93,5(BPT1981)Blanton,M.R.,&Roweis,S.2007,AJ,133,734Calzetti,D.,etal.,2007,ApJ,666,870Chilingarian,I.,Melchior,A.FL.,Zolotukhin,I.2010,MNRAS,405,1409Hogg2000,Distancemeasuresincosmology,arXiv:astroFph/9905116Kewleyetal.(2001),ApJ556,121Kauffmanetal.(2003),MNRAS346,1055Trouille,L.,Barger,A.J.,&Tremonti,C.2011,ApJ,742,46(TBT2011)ProgramforplottingFGNUPLOT:–adocumentpreparationsystem–:://kcor.sai.msu.ru/1.理论介绍这个项目的目标是用发射线来研究星系的分类，同时提高计算机编程、数据分析、数据展示和文章撰写的技能。这个项目用SDSS的数据研究了将星系分类为星爆星系或AGN的方法，探究了基于不同的“激发”机制进行星系分类的BPT和TBT图，也比较了不同发射线作为判据的性能。1.1星系和星系分类星系是由恒星、恒星遗迹、星际气体、尘埃和暗物质组成的引力束缚系统。现在，星系天文学已经成为现代天文学中一个庞大而重要的分支。如今是这个领域的黄金时代，地基和空基的大型望远镜数量都在大幅增长，成千上万的科学家正致力于这个领域，在理论和观测方向都取得了巨大的进步。在星系天文学中有很多基本而重要的问题有待研究：星系是如何形成的？它们是如何演化的？在星系形成的图景中，超大质量黑洞扮演了怎样的角色？哪些天体对宇宙总能量做出了主要贡献？为了妥善回答这些问题，我们需要区分由恒星核合成驱动的天体（即普通和星爆星系）和由超大质量黑洞物质吸积驱动的天体。为了这个目标，人们使用过大量不同的判断工具，并取得了不同程度的成功(Veilleux,2002)。有很多方法来对星系进行分类，其中最有名的一种是哈勃序列，埃德温·哈勃在1926年发明了这种星系图像分类法。但是也有其它基于不同“激发”机制的分类方法，它们将一些天体最强烈地联系在一起，但是明显区别于其它天体。如今这些方法被广泛使用，因为它们是定量的，能够清晰地区分不同的天体类型。使用星系发射线的相对强度作为辐射机制的指标，星系被分类为AGN和星爆星系(Baldwin,Phillips,andTerlevich,1981)。如果激发是因为O型或B型恒星的光致电离，这个星系就可能有着HII区或者星爆的核心。相反，幂率连续谱源所激发的谱线的存在是Seyfert星系的明显标志。1.2BPT图和分界线Baldwin、Phillips和Terlevich在1981年的文章中提出了一个图表，阐述了LINER星系（弱离子化核发射线区）如何被他们的三个基本BPT判据区别于HII区和普通AGN（即赛弗特星系和类星体），这三个判据分别为：1)[OIII]λ5007/Hβvs.[NII]λ6583/Hα，2)[OIII]λ5007/Hβvs.[SII]λλ6716,6731/Hα，以及3)[OIII]λ5007/Hβvs.[OI]λ6300/Hα。他们的基本想法是，恒星形成星系的发射线是由大质量恒星驱动的，所以碰撞激发谱线相对于重联谱线（例如Hα和Hβ）的强度有一个定义良好的上限。相反，AGN是由更加高能的光子源驱动的，使得碰撞激发谱线相对于重联谱线强度更高。两条分界线被广泛使用于判断AGN主导的星系和恒星形成主导的星系：1)来自(Kewley,Dopita,etal.,2001)的理论分界线，位于AGN和恒星形成主导（50%）极紫外离子化辐射场的星系之间，以及2)来自(Kauffmannetal.,2003)的经验分界线，基于斯隆数据巡天(SDSS;Yorketal.,2000)中恒星形成星系的位置。位于这两条曲线之间的星系通常被称为复合星系。Kewley和Dopita等人在2001年的文章中计算了在BPT图上区分AGN和星爆星系的理论曲线。他们将恒星初始质量方程（IMF）、恒星形成率（SFR）和恒星大气方程代入具体的星族分析模型，来生成离子化UV辐射场。然后，联立具体的光致电离模型，他们可以生成任何HII区或星爆星系模型。因为星系的发射线谱对离子化EUV辐射的硬度非常敏感，所以光学谱线强度比图为EUV谱的形状提供了一个重要判据，这也许也能用来估计星系的平均离子化参数和金属丰度。为了在光学判据图中给星爆模型一个理论上限，他们使用了提供最硬的EUV光谱的格栅，也就是提供了在光学谱线强度比判据图上最高和最右的格栅。[OIII]λ5007/Hβvs.[NII]λ6583/Hα的公式如下：同时，对于[OIII]λ5007/Hβvs.[SII]λλ6716,6731/Hα和[OIII]λ5007/Hβvs.[OI]λ6300/Hα，分别有：这篇文章提出的星爆星系和AGN的分界线给出了AGN真实数量的非常保守的下限。发射线比位于这条线之上的星系，无论任何恒星形成模型参数的可能组合都不能解释。在实践中，恒星形成星系表现出了在例如离子化参数和金属丰度的性质上的强烈关联，这使得它们在BPT图的单一变量上表现出很小的分散。事实上有两个分离清楚的发射线星系序列，并且AGN序列在显著低于(Kewley,Dopita,etal.,2001)分界线的位置就与恒星形成星系分离了。Kauffmann等人在2003年的文章基于他们的数据，重新研究了星爆星系和AGN之间的分界线，如果一个星系满足：则这个星系被定义为AGN，这是在BPT图上区别两个区域的经验曲线。1.3TBT图和分界线BPT发射线比判据图有效地将恒星形成主导的星系（BPT-SF）区分于AGN活动主导的星系（BPT-AGN）。目前这个BPT图被限制在z0.3，也就是[NII]λ6584谱线离开光学窗口的红移。很多小组都尝试了通过只使用光谱蓝端的谱线来延长光学发射线判据到更高的红移。因为BPT图只能用于红移小于0.3的星系，为了对更大距离的星系进行分类，Trouille、Barger和Tremonti在2011年的文章中建立了一种新的判据，TBT，基于静止坐标系的(g−z)颜色vs.[NeIII]λ3869/[OII]λλ3726,3729，可以被用于z1.4的星系。单独[NeIII]/[OII]的比值可以有效区分富金属恒星形成星