OH megamaser的遠紅外輻射譜指數分析

摘要：對羥基脈澤進行了一些簡單的介紹，對羥基脈澤的研究現狀做了簡單的說明，收集了120個羥基脈澤寄主星系的遠紅外輻射譜指數并進行了計算和分析

關鍵詞：羥基脈澤；遠紅外輻射；輻射頻譜指數

脈澤簡單來說就是輻射的受激發射在微波領域的放大現象，與激光類似區別在于激光是輻射的受激發射在可見光波段的放大而脈澤則是在微波領域的放大。由于羥基脈澤本身的性質。對天體脈澤輻射的觀測與研究，可以幫助我們了解星際氣體環境，探索天體的結構和演化以及進一步檢測宇宙學模型等。因此它為我們提供了一個極好的天體物理實驗室，并可研究產生脈澤這類特殊現象所需要的特殊天文環境OH（羥基）脈澤輻射與恒星的早期形成和晚期演化具有密切的聯系，所以通過對羥基脈澤源的研究可以構建恒星形成的物理結構形態丶磁場信息和運動學信息進而確定銀河系大尺度天體結構。而對脈澤寄主星系紅外特性的研究為將來檢測羥基脈澤提供了很好的依據。

最早羥基脈澤的發現源于Weaver等人對于銀河系分子云復合體w3的觀測和研究羥基脈澤也是被發現最早的脈澤，隨后在越來越多的天體中檢測到更多的脈澤輻射，其中有OH丶H2O丶CH3OH丶SiO丶NH3丶CH丶HCN丶H2CO等分子。在這些脈澤輻射中羥基脈澤因為其分布廣輻射強的特性收到了廣泛的重視和深入研究。在對羥基脈澤抽運過程中紅外輻射起到了很大作用，因此對于羥基脈澤和紅外輻射的相關研究也很重要。

本課題選擇了羥基脈澤的遠紅外輻射頻譜指數分析進行統計研究主要通過收集已知119個羥基脈澤的數據來統計分析羥基脈澤的遠紅外輻射頻譜的特性。對于羥基脈澤和紅外輻射的研究起到一點基礎鋪墊的作用。從1965年以后對羥基脈澤的研究主要取得了以下進展。

1980年北京師范大學的范英孫錦等人對于脈澤源雙峰間隔和變星周期及變星質量的損失進行了研究：運用統計研究證明了脈澤源的膨脹殼層模型的正確性，統計結果計算了長周期變星的質量損失率，計算的結果與觀測結果一致。表明質量損失率隨周期加大而呈非線性增長也是一致的1984年O H / IR有關脈澤源的空間分布和光度函數的研究。此次研究選擇了127個有紅外認證的OH/IR脈澤源，經過計算：OH/IR脈澤源在離銀心R0≈7.5Kpc處有最大空間密度，在R≥R0時空間密度下降較快滿足分布曲線FWHM≈2.1Kpc。由OH/IR脈澤源距離和探測概率、OH射電的峰值證認了OH/IR光度函數。光度在0.6—1000JY·kpc2內數目隨L增大急劇減小。得出結論：銀河系中有光學或者紅外對應體的OH/IR脈澤源約2*109個，大部分未探測到的OH/IR源，其流密度可能在0.1-1Jy之間。1988年分析比較了VLBI譜線觀測的各種處理方法的特點和適用范圍，VLBI譜線觀測方法對于恒星的演化和誕生丶天體脈澤丶星際介質和天體測量等許多領域的研究和探索做出了巨大的貢獻，VLBI 譜線觀測的條紋率丶相位分析和綜合孔徑方法適用于不同的觀測目標和條件。它們的正確選擇有利于發揮CVN設備的最大效率和提高脈澤源的成像質量2004年通過（ISO）紅外空間天文臺光譜觀測包括了近丶中丶遠波段覆蓋了所有的紅外躍遷，這次的觀測主要是對羥基脈澤在轉動態產生的四種脈澤包括1612MHz丶1720MHz丶1665MHz丶1667MHz，前兩種被稱為副線羥基脈澤后兩種被稱為主線羥基脈澤，這次的研究主要針對的1612MHz的副線羥基脈澤。將脈澤抽運吸收線特征與脈澤發射線特征及脈澤源的其它物理性質進行了比較分析，結果表明除了一些OH/IR源的1612MHz羥基脈澤是由紅外輻射抽運的外，還有一些OH/IR源可能是由其他機制抽運的。該研究最后還有一些未解決的問題等待更加先進的空間紅外光譜觀測設備的使用才能解決。

羥基脈澤研究中紅外輻射起到了很大的作用，而我的課題羥基脈澤的遠紅外頻譜指數分析是對于羥基脈澤的遠紅外輻射研究很基礎的部分，對已檢測到羥基脈澤輻射的河外星系，結合多個紅外衛星的資料，進行統計分析研究，研究羥基脈澤星系的紅外特性，分析這些羥基脈澤寄主星系紅外波段輻射光度與其他參量之間可能存在的相關性，從而研究河外羥基脈澤產生的物理環境，探討這類羥基脈澤產生的可能激發機制。

在研究過程中我需要搜集整理AKRKI衛星的數據進行整理和計算并分析出譜指數性質

由于AKRKI衛星搜集到的數據比較龐大加上篇幅的限制就不一一列舉了，經過對數據的分析和處理得出了OH脈澤的遠紅外譜指數如下表

本實驗主要研究了OH脈澤的遠紅外（FIR）特性，編制了較為完整的OH脈澤數據樣品，搜集了衛星監測下AKARI數據通過與樣本對比，結果顯示：

對OHM樣品和非OHM樣品都沒有檢測到的OH發射的光譜指數。阿雷西沃歐姆樣本和非歐姆樣品的譜指數α22-12 UM的分布顯著不同，其中歐姆的譜指數α22-12um大于非歐姆源。< 22-12um >平均值分別為2.16±0.09和1.90±0.04的阿西雷沃歐姆樣本和非歐姆樣本。阿雷西沃歐姆短紅外波長比非歐姆的來源的亮度更低，它應該來自低歐姆的分數大3.4微米和4.6微米光度阿雷西沃山姆輝中，和歐姆分數趨于增加（大冷卻器MIR顏色F22微米/F34微米）。這些線索將有助于指導未來的歐姆測量，如選擇樣本，排除極端的發光源在短紅外波長（例如，at3.4微米）和選擇冷卻器MIR顏色來源。

參考文獻：

[1]郭仟，張江水，脈澤研究及其應用[J]，湖南文理學院學報，2008， Vol.20， 2， 37-40.

[2]孫錦， 李守中， 分子天體物理學基礎[M]. 北京：北京師范大學出版社，2003.

[3]Whiteoak J B Gardner F F， Observations of OH in NGC 4945 and NGC 253[J]， The Astrophysical Journal， 1974， L15， 211；

[4]Zhang J S， et al. The middle infrared properties of OH megamaser host galaxies[J]， Astronomy Astrophysics， 2014， 570， A110.

[5]Darling J Giovanelli R， A SEARCH FOR OH MEGAMASERS AT Z >0.1. III. THE COMPLETE SURVEY[J]， AJ， 2002， 124， 100-

[6]Darling J Giovanelli R， THE OH MEGAMASER LUMINOSITY FUNCTION[J]， The Astrophysical Journal， 2002， 572， 810-822.