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摘要：对羟基脉泽进行了一些简单的介绍，对羟基脉泽的研究现状做了简单的说明，收集了120个羟基脉泽寄主星系的远红外辐射谱指数并进行了计算和分析
关键词：羟基脉泽；远红外辐射；辐射频谱指数
脉泽简单来说就是辐射的受激发射在微波领域的放大现象，与激光类似区别在于激光是辐射的受激发射在可见光波段的放大而脉泽则是在微波领域的放大。由于羟基脉泽本身的性质。对天体脉泽辐射的观测与研究，可以帮助我们了解星际气体环境，探索天体的结构和演化以及进一步检测宇宙学模型等。因此它为我们提供了一个极好的天体物理实验室，并可研究产生脉泽这类特殊现象所需要的特殊天文环境OH（羟基）脉泽辐射与恒星的早期形成和晚期演化具有密切的联系，所以通过对羟基脉泽源的研究可以构建恒星形成的物理结构形态丶磁场信息和运动学信息进而确定银河系大尺度天体结构。而对脉泽寄主星系红外特性的研究为将来检测羟基脉泽提供了很好的依据。
最早羟基脉泽的发现源于Weaver等人对于银河系分子云复合体w3的观测和研究羟基脉泽也是被发现最早的脉泽，随后在越来越多的天体中检测到更多的脉泽辐射，其中有OH丶H2O丶CH3OH丶SiO丶NH3丶CH丶HCN丶H2CO等分子。在这些脉泽辐射中羟基脉泽因为其分布广辐射强的特性收到了广泛的重视和深入研究。在对羟基脉泽抽运过程中红外辐射起到了很大作用，因此对于羟基脉泽和红外辐射的相关研究也很重要。
本课题选择了羟基脉泽的远红外辐射频谱指数分析进行统计研究主要通过收集已知119个羟基脉泽的数据来统计分析羟基脉泽的远红外辐射频谱的特性。对于羟基脉泽和红外辐射的研究起到一点基础铺垫的作用。从1965年以后对羟基脉泽的研究主要取得了以下进展。
1980年北京师范大学的范英孙锦等人对于脉泽源双峰间隔和变星周期及变星质量的损失进行了研究：运用统计研究证明了脉泽源的膨胀壳层模型的正确性，统计结果计算了长周期变星的质量损失率，计算的结果与观测结果一致。表明质量损失率随周期加大而呈非线性增长也是一致的1984年O H / IR有关脉泽源的空间分布和光度函数的研究。此次研究选择了127个有红外认证的OH/IR脉泽源，经过计算：OH/IR脉泽源在离银心R0≈7.5Kpc处有最大空间密度，在R≥R0时空间密度下降较快满足分布曲线FWHM≈2.1Kpc。由OH/IR脉泽源距离和探测概率、OH射电的峰值证认了OH/IR光度函数。光度在0.6—1000JY·kpc?内数目随L增大急剧减小。得出结论：银河系中有光学或者红外对应体的OH/IR脉泽源约2*109个，大部分未探测到的OH/IR源，其流密度可能在0.1-1Jy之间。1988年分析比较了VLBI谱线观测的各种处理方法的特点和适用范围，VLBI谱线观测方法对于恒星的演化和诞生丶天体脉泽丶星际介质和天体测量等许多领域的研究和探索做出了巨大的贡献，VLBI 谱线观测的条纹率丶相位分析和综合孔径方法适用于不同的观测目标和条件。它们的正确选择有利于发挥CVN设备的最大效率和提高脉泽源的成像质量2004年通过（ISO）红外空间天文臺光谱观测包括了近丶中丶远波段覆盖了所有的红外跃迁，这次的观测主要是对羟基脉泽在转动态产生的四种脉泽包括1612MHz丶1720MHz丶1665MHz丶1667MHz，前两种被称为副线羟基脉泽后两种被称为主线羟基脉泽，这次的研究主要针对的1612MHz的副线羟基脉泽。将脉泽抽运吸收线特征与脉泽发射线特征及脉泽源的其它物理性质进行了比较分析，结果表明除了一些OH/IR源的1612MHz羟基脉泽是由红外辐射抽运的外，还有一些OH/IR源可能是由其他机制抽运的。该研究最后还有一些未解决的问题等待更加先进的空间红外光谱观测设备的使用才能解决。
羟基脉泽研究中红外辐射起到了很大的作用，而我的课题羟基脉泽的远红外频谱指数分析是对于羟基脉泽的远红外辐射研究很基础的部分，对已检测到羟基脉泽辐射的河外星系，结合多个红外卫星的资料，进行统计分析研究，研究羟基脉泽星系的红外特性，分析这些羟基脉泽寄主星系红外波段辐射光度与其他参量之间可能存在的相关性，从而研究河外羟基脉泽产生的物理环境，探讨这类羟基脉泽产生的可能激发机制。
在研究过程中我需要搜集整理AKRKI卫星的数据进行整理和计算并分析出谱指数性质
由于AKRKI卫星搜集到的数据比较庞大加上篇幅的限制就不一一列举了，经过对数据的分析和处理得出了OH脉泽的远红外谱指数如下表
本实验主要研究了OH脉泽的远红外（FIR）特性，编制了较为完整的OH脉泽数据样品，搜集了卫星监测下AKARI数据通过与样本对比，结果显示：
对OHM样品和非OHM样品都没有检测到的OH发射的光谱指数。阿雷西沃欧姆样本和非欧姆样品的谱指数α22-12 UM的分布显著不同，其中欧姆的谱指数α22-12um大于非欧姆源。< 22-12um >平均值分别为2.16±0.09和1.90±0.04的阿西雷沃欧姆样本和非欧姆样本。阿雷西沃欧姆短红外波长比非欧姆的来源的亮度更低，它应该来自低欧姆的分数大3.4微米和4.6微米光度阿雷西沃山姆辉中，和欧姆分数趋于增加（大冷却器MIR颜色F22微米/F34微米）。这些线索将有助于指导未来的欧姆测量，如选择样本，排除极端的发光源在短红外波长（例如，at3.4微米）和选择冷却器MIR颜色来源。
参考文献：
[1]郭仟，张江水，脉泽研究及其应用[J]，湖南文理学院学报，2008， Vol.20， 2， 37-40.
[2]孙锦， 李守中， 分子天体物理学基础[M]. 北京：北京师范大学出版社，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.
关键词：羟基脉泽；远红外辐射；辐射频谱指数
脉泽简单来说就是辐射的受激发射在微波领域的放大现象，与激光类似区别在于激光是辐射的受激发射在可见光波段的放大而脉泽则是在微波领域的放大。由于羟基脉泽本身的性质。对天体脉泽辐射的观测与研究，可以帮助我们了解星际气体环境，探索天体的结构和演化以及进一步检测宇宙学模型等。因此它为我们提供了一个极好的天体物理实验室，并可研究产生脉泽这类特殊现象所需要的特殊天文环境OH（羟基）脉泽辐射与恒星的早期形成和晚期演化具有密切的联系，所以通过对羟基脉泽源的研究可以构建恒星形成的物理结构形态丶磁场信息和运动学信息进而确定银河系大尺度天体结构。而对脉泽寄主星系红外特性的研究为将来检测羟基脉泽提供了很好的依据。
最早羟基脉泽的发现源于Weaver等人对于银河系分子云复合体w3的观测和研究羟基脉泽也是被发现最早的脉泽，随后在越来越多的天体中检测到更多的脉泽辐射，其中有OH丶H2O丶CH3OH丶SiO丶NH3丶CH丶HCN丶H2CO等分子。在这些脉泽辐射中羟基脉泽因为其分布广辐射强的特性收到了广泛的重视和深入研究。在对羟基脉泽抽运过程中红外辐射起到了很大作用，因此对于羟基脉泽和红外辐射的相关研究也很重要。
本课题选择了羟基脉泽的远红外辐射频谱指数分析进行统计研究主要通过收集已知119个羟基脉泽的数据来统计分析羟基脉泽的远红外辐射频谱的特性。对于羟基脉泽和红外辐射的研究起到一点基础铺垫的作用。从1965年以后对羟基脉泽的研究主要取得了以下进展。
1980年北京师范大学的范英孙锦等人对于脉泽源双峰间隔和变星周期及变星质量的损失进行了研究：运用统计研究证明了脉泽源的膨胀壳层模型的正确性，统计结果计算了长周期变星的质量损失率，计算的结果与观测结果一致。表明质量损失率随周期加大而呈非线性增长也是一致的1984年O H / IR有关脉泽源的空间分布和光度函数的研究。此次研究选择了127个有红外认证的OH/IR脉泽源，经过计算：OH/IR脉泽源在离银心R0≈7.5Kpc处有最大空间密度，在R≥R0时空间密度下降较快满足分布曲线FWHM≈2.1Kpc。由OH/IR脉泽源距离和探测概率、OH射电的峰值证认了OH/IR光度函数。光度在0.6—1000JY·kpc?内数目随L增大急剧减小。得出结论：银河系中有光学或者红外对应体的OH/IR脉泽源约2*109个，大部分未探测到的OH/IR源，其流密度可能在0.1-1Jy之间。1988年分析比较了VLBI谱线观测的各种处理方法的特点和适用范围，VLBI谱线观测方法对于恒星的演化和诞生丶天体脉泽丶星际介质和天体测量等许多领域的研究和探索做出了巨大的贡献，VLBI 谱线观测的条纹率丶相位分析和综合孔径方法适用于不同的观测目标和条件。它们的正确选择有利于发挥CVN设备的最大效率和提高脉泽源的成像质量2004年通过（ISO）红外空间天文臺光谱观测包括了近丶中丶远波段覆盖了所有的红外跃迁，这次的观测主要是对羟基脉泽在转动态产生的四种脉泽包括1612MHz丶1720MHz丶1665MHz丶1667MHz，前两种被称为副线羟基脉泽后两种被称为主线羟基脉泽，这次的研究主要针对的1612MHz的副线羟基脉泽。将脉泽抽运吸收线特征与脉泽发射线特征及脉泽源的其它物理性质进行了比较分析，结果表明除了一些OH/IR源的1612MHz羟基脉泽是由红外辐射抽运的外，还有一些OH/IR源可能是由其他机制抽运的。该研究最后还有一些未解决的问题等待更加先进的空间红外光谱观测设备的使用才能解决。
羟基脉泽研究中红外辐射起到了很大的作用，而我的课题羟基脉泽的远红外频谱指数分析是对于羟基脉泽的远红外辐射研究很基础的部分，对已检测到羟基脉泽辐射的河外星系，结合多个红外卫星的资料，进行统计分析研究，研究羟基脉泽星系的红外特性，分析这些羟基脉泽寄主星系红外波段辐射光度与其他参量之间可能存在的相关性，从而研究河外羟基脉泽产生的物理环境，探讨这类羟基脉泽产生的可能激发机制。
在研究过程中我需要搜集整理AKRKI卫星的数据进行整理和计算并分析出谱指数性质
由于AKRKI卫星搜集到的数据比较庞大加上篇幅的限制就不一一列举了，经过对数据的分析和处理得出了OH脉泽的远红外谱指数如下表
本实验主要研究了OH脉泽的远红外（FIR）特性，编制了较为完整的OH脉泽数据样品，搜集了卫星监测下AKARI数据通过与样本对比，结果显示：
对OHM样品和非OHM样品都没有检测到的OH发射的光谱指数。阿雷西沃欧姆样本和非欧姆样品的谱指数α22-12 UM的分布显著不同，其中欧姆的谱指数α22-12um大于非欧姆源。< 22-12um >平均值分别为2.16±0.09和1.90±0.04的阿西雷沃欧姆样本和非欧姆样本。阿雷西沃欧姆短红外波长比非欧姆的来源的亮度更低，它应该来自低欧姆的分数大3.4微米和4.6微米光度阿雷西沃山姆辉中，和欧姆分数趋于增加（大冷却器MIR颜色F22微米/F34微米）。这些线索将有助于指导未来的欧姆测量，如选择样本，排除极端的发光源在短红外波长（例如，at3.4微米）和选择冷却器MIR颜色来源。
参考文献：
[1]郭仟，张江水，脉泽研究及其应用[J]，湖南文理学院学报，2008， Vol.20， 2， 37-40.
[2]孙锦， 李守中， 分子天体物理学基础[M]. 北京：北京师范大学出版社，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.