椭圆星系NGC 1407及其所属星系群中物质的质量分布（可编辑）

椭圆星系NGC 1407及其所属星系群中物质的质量分布（可编辑） 椭圆星系NGC 1407及其所属星系群中物质的质量分布 上海交通大学 硕士学位论文 椭圆星系NGC 1407及其所属星系群中物质的质量分布 姓名:张仲莉 申请学位级别:硕士 专业:天体物理 指导教师:徐海光 20070101上海交通大学硕士毕业论文 椭圆星系 NGC 1407及其所属星系群中物质的质量分布 摘 要 本工作着重利用由 X射线空间天文台 Chandra和 ROSAT所获取 的高质量 X射线观测数据,同时辅之以光学数据,对亮椭圆星系 NGC 1407 及其所属星系群中的重子物质及暗物质质量的空间分布进行了 研究。通过将观测到的光学线强指数和多波段测光数据与几种不同的 星族合成模型进行对比,我们得到了恒星成分的质量光度比分布,并 由此计算了恒星质量的空间分布。我们发现在 NGC 1407中星际气体 是单相的。在一倍有效半径(1R 9.0 kpc)以内,气体温度约为 0.7 e keV。这在椭圆星系中是典型的。而在 1R范围以外,气体温度迅速 e 升至 1 keV之上,是星系群中星系际气体典型的温度。利用 Chandra 的高空间分辨率,我们发现在星系最中心的区域 X射线表面亮度有 明显的相对于β模型的超出。同时,在总引力质量和暗物质质量曲线 上都观测到了一个位于大约 1R之内的平坦肩状结构。我们注意到这 e 里正是气体温度从典型的星系气体温度值快速升至典型的星系际气 体温度值的区域。我们推测,和在其它星系团或星系群的主导星系中 所观测到的一样,这个肩状结构所处的位置很可能是星系和群的分界 区。总引力质量和暗物质的分布在星系中心区域( 0.85R)非常陡, e 大致可以被一个指数约为 2的幂律模型或者 ζ2 的推广的 NFW模型 拟合。在外部区域总引力质量的分布可被 NFW模型拟合。所得聚集 度参数为 c18.5?1.5,大于红移 z0处的理论预言值上限。 NGC 1407 有一个由重子物质所主导的核,而在1R的外围区域内引力质量则由 e 暗物质主导。在维里半径 r 572?118 kpc处,推算出的维里质量和 200 13 质光比分别为 M 2.20?0.42×10 M 和 M /L 311?60 M /L 。由 ? ? ? 200 vir B B, 此我们得出结论,NGC 1407是一个富含暗物质的系统,其中暗物质 所占的比重甚至超过很多星系团。由于所得的总引力质量低于过去的 光学测量结果,我们推测群成员 NGC 1400之所以具有极大的本动速 度,很可能是因为它在星系群的引力势作用下尚未达到最终的平衡状 态。 关键词:星系,NGC 1407,X-射线,星系宇宙学,暗物质上海交通大学硕士毕业 论文 MASS DISTRIBUIONS IN ELLIPTICAL GALAXY NGC 1407 AND ITS ASSOCIATED GROUP ABSTRACTWe present a study of the mass distributions in the bright E0 galaxy NGC 1407 and its associated group by analyzing the high quality Chandra and ROSAT X-ray spectroscopic data. In order to probe the stellar mass distribution we calculated the B-band mass-to-light ratio profile by comparing the observed line-strength indices and multi-color photometric data with different stellar synthesis model predictions. We find that the gas is single-phase with a temperature of ~0.7 keV within 1R 9.0 kpc, which is typical for elliptical galaxies. Outside 1R the gas e e temperature increases quickly outwards to 1 keV, indicating its group origin. We reveal that the X-ray surface brightness profile shows a central excess in the innermost region, and on both the total mass and dark matter profiles there is a flattened feature at about 1R , which coincides with e the gas temperature transition from the galactic level to the group levelWe speculate that this may be a mark of the boundary between the galaxy and group halos, as has been seen in some other cluster/group-dominating galaxies. The total mass and dark matter distributions within 0.85R are e cuspy and can be approximated by power-law profiles with indices of ~2, which are marginally consistent with the generalized NFW profiles with ζ 2. The mass in outer regions can be well fitted by a single NFW profile, and the derived concentration parameter c 18.6?1.5 is larger than the 68% upper limit for a halo at z 0 with the given MWe find that the vir NGC 1407 group has a baryon-dominated core, while the mass in the 1R is dominated by dark matter. At the virial radius r 572?118 kpc, e 200 13 the inferred mass and mass-to-light ratio are M 2.20?0.42×10 M ? 200 and M /L 311?60 M /L , respectively, showing that the NGC 1407 ? ? vir B B, group is an extremely dark system even comparable to many clusters of galaxies. Since the obtained total mass is lower than those given in the earlier galaxy kinematic works, we speculate that NGC 1400 is not a virialized member in the group’s gravitational potential well KEY WORDS: galaxies, NGC 1407, X-ray, dark matter 上海交通大学 学位论文原创性声明本人郑重声明:所呈交的学位论文,是本人在导师的指导下,独 立进行研究工作所取得的成果。除文中已经注明引用的内容外,本论 文不包含任何其他个人或集体已经发表或撰写过的作品成果。对本文 的研究做出重要贡献的个人和集体,均已在文中以明确方式标明。本 人完全意识到本声明的法律结果由本人承担。学位论文作者签名:张仲莉 日期: 2007年 2 月 4 日上海交通大学 学位论文版权使用授权书本学位论文作者完全了解学校有关保留、使用学位论文的, 同意学校保留并向国家有关部门或机构送交论文的复印件和电子版, 允许论文被查阅和借阅。本人授权上海交通大学可以将本学位论文的 全部或部分内容编入有关数据库进行检索,可以采用影印、缩印或扫 描等复制手段保存和汇编本学位论文。 保密?,在 年解密后适用本授权书。 本学位论文属于 不保密??。 (请在以上方框内打“?” )学位论文作者签名:张仲莉指导教师签名:徐海光 日期:2007年 2月 4日 日期:2007年 2月 4日 上海交通大学硕士毕业论文 第一章 早型星系和星系群的 X射线观测 1.1 各时期主要的 X射线天文卫星 X射线天文学是在 20世纪 50年代之后,与空间科学一起发展起来的研究领 域。 早期火箭和气球的研究曾于 1966年在 Virgo(M87)星系团和 1971年在 coma 星系团中发现了 X射线热气体。随着航空航天事业的发展,大量的 X射线卫星 被安置在空间轨道上,不断传输来自宇宙的 X射线信息,使人类在一个新的窗 口对宇宙有了全新的了解。下面列出几个与星系团、星系群和椭圆星系研究相关 的著名的 X射线卫星和它们的突出贡献。这些卫星项目都各有特点,相互能取 长补短。 Uhuru:第一个绕地球运行的用于天文观测的 X射线卫星,发射于二十世纪 70年代早期。它发现星系团的热气体延展至 200 kpc至 3 Mpc, 亮 X射线源的 43-45 -1 总光度为 10 erg s 。 Skylab:美国的载人空间站。其搭载的X射线聚焦望远镜得到了太阳的X射 线图像。 Einstein:第一个能观测延展 X射线源和 X射线较暗天体的成像望远镜。 发射于 1987年,空间分辨率达到角秒量级,视场有几十个角分,灵敏度相对以 前的 X射线卫星提高了几百倍。它探测到成千上万的 X射线源,第一次对星系 团成像并首次研究星系和星系团中的X射线热气体并且探测到冷流,帮助分析星 系团演化。它还是首次用于研究较暗的贫星系团的卫星。 ROSAT:德、英、美联合研制的更大的 X射线卫星,于 1990年发射升空。 它最大的贡献在于首次给出 X射线(150000个天体)和远紫外(479个天体) 的全天巡天结果。第一副较详细的 X射线图像便是由 ROSAT获得。而星系群和 椭圆星系的 X射线研究也由此开始。 ASCA:发射于 1993年。它是第一个应用 CCD探测器的 X射线空间望远镜, 致力于研究 X射线光谱的能量分布,第一次获得了中等质量星系团的 X射线光 谱特性并比较好的确定了星系团、星系群和椭圆星系的温度和元素丰度。 XMM:新一代的 X射线卫星,由欧洲空间局研发,于 1999年 12月 10日 ?1? 上海交通大学硕士毕业论文 发射升空。 XMM对于软的 X射线(2 keV以下)有很高的分辨率,这一点上 Chandra和 Astro-E2都无法取代。它也是第一次利用高分辨率的 X射线光谱研 究星系团、星系群和椭圆星系的卫星。Chandra:NASA于 1999年 7月发射的,目前空间分辨率最高的 X射线望 远镜。我们在第二章中对其有详细的介绍。Suzaku:日本研制的最新近发射 升空(2005年 7月 10日)的 X射线卫星。 它所涉及的能段为 0.1-600 keV,X射线光谱的分辨率得到进一步的提高。期待 它在硬 X射线波段会有大的发现。这些卫星的研究和使用跨越了 30多年,在探测器的有效面积、灵敏度、空 间分辨率、能量分辨率和观测能量范围等关键技术指标上有几个数量级的提高。 目前,各主要空间大国正积极研发下一代 X射线天文卫星,帮助我们探索宇宙 的本质。 1.2 早型星系和星系群的 X射线研究 大多数早型星系是存在于星系群的环境当中的质量较高的椭圆星系。这些系 统通过并合,可以形成星系团。而相对孤立的早型星系则不会形成更大尺度的系 统。不管是哪种早型星系,都含有相当数量的 X射线点源,通常也都含有热气 体。温度在数百万度以上的星际气体是星系的重要组成部分。了解了气体的物理 状态,就有可能推测星系的化学变化史和暗物质的分布。由于它主要辐射 X射 线,因此唯有开展空间 X射线观测,才能对早型星系进行光谱和成像研究。长 期以来,X射线点源的干扰一直是其中的不利因素。利用当前空间分辨率最高的 Chandra X射线望远镜,是目前研究早型星系和星系群最有效的方法。1.2.1 早型星系中的 X射线点源和热气体 [26] 早期的 Einstein和 ROSAT卫星对早型星系的 X射线研究 表明,这些星系 的 X射线光谱中存在一个大致和星系的光学光度成正比的硬成分。 Chandra的结 果表明,在恒星的形成区域存在数量较多的 X射线点源,并且不同星系 X射线 点源的光度函数有不同的形状。这种 Einstein和 ROSAT观测中的光谱的硬成分 ?2? 上海交通大学硕士毕业论文 和 Chandra所观测到的大部分 X射线点源都是低质量的 X射线双星(LMXBs), [106] 它们占了总 X射线辐射的 30-70% 。对于 X射线和光学光度之比 L /L 较高的 x B 亮椭圆星系,星系中的软热成分,也就是通常所指的星际介质(ISM)为总辐射 物质的主导;而对于 X射线暗的椭圆星系,硬成分主导了总辐射物质。因此 X [105] 射线暗的椭圆星系是研究 LMXB性质的理想源。研究还发现 ,这些 LMXBs 和球状星团有很大的关联。约 40%的点源被发现和球状星团的位置一致,说明它 们正处于球状星团中,或形成于球状星团中再被抛出。对于它们的研究将有助于 理解 X射线双星的性质和演化及其与恒星星族的关系。 在拥有高空间分辨率的 Chandra卫星发射使用之后, X射线弱的椭圆星系中 , [87 的 LMXBs才被真正的分辨出来。在 2000和 2001年, Sarazin, Irwin和 Bregman 88] 发现弱 X射线椭圆星系 NGC 4697中 1倍有效半径内约有 80个 LMXBs。如果 我们考虑无法分辨的弱 LMXBs,总光子数的~77%是由双星贡献的。这个比例高 [8] 于 X射线弱 S0星系 NGC 1560中的全部 LMXBs的贡献 。在 NGC 4697内的约 80个可分辨的点源中,有三个是无 1 keV以上辐射光子的超软源(SSSs)。而在 [47] NGC 1560和另一个 S0星系 NGC 720 当中我们并没有发现这样的超软源。取 -1 -1 哈勃常数 H 75 km s Mpc , 我们将这三个星系中的点源在 0.3-10 keV能段的 0 光度作了归一化。结果发现 NGC 720中有七个 X射线超亮源(ULXs,光度超过 39 -1 10 erg s 的 X射线点源),NGC 1560和 NGC 720中的数量分别为三个和一个。 这些 ULXs可能是中等质量的黑洞,或者是一般黑洞或中子星双星的强辐射方向 , , [40 67 76] 的探测结果。如今,SSSs和 ULXs在很多星系中都被探测到 ,它们在不 同类型星系中的不同性质仍然是研究的热点。对于星系中的热气体,利用 X射线探测早型星系是唯一普遍适用的研究手 段。在普通的漩涡星系中热气体比较少,它们大多数参与了恒星的形成,或者被 吹散和剥离。而椭圆星系(早型星系)处于引力相对平衡的环境中。尤其在星 系 群和星系团的环境中,热气体的含量很多并且是强 X射线辐射的主要来源。早 型星系中热气体的来源主要有两种:内部恒星损失的物质和从星系周围流入的气 体。因此被引力束缚的热气体分布通常比光学的图像延展。吸积的气体温度高于 恒星贡献的气体温度,因此早型星系的温度一般随半径往外增高。对于大质量的 早型星系,X射线辐射能够确定总的引力质量分布,从而得到暗物质的质量分布 ?3? 上海交通大学硕士毕业论文 (详见 1.2.2节)。对于非球对称的椭圆星系,暗物质的质量还能直接从 X射线 的形态得到,不涉及气体的温度轮廓。 1.2.2 早型星系和星系群中的暗物质 现已有确凿的证据表明,在我们的宇宙中冷暗物质是产生引力作用的主导物 质。如在星系团中通过对星系动力学、 X射线成像光谱以及透镜效应的测量得知, [2] 80-90%的引力质量由暗物质组成 。在星系尺度上,漩涡星系的动力学测量以及 由射电波段的 HI、CO线和光学波段的 H、OIII线所得的旋转曲线的测量同样 α [91] 证实了大量往外迅速增加的不可见物质的存在 。由旋转曲线所得的质量、光 度比,在观测范围内向外增加到几十 M /L 。这暗示了暗物质的比例从 Sa和 ? ? B, Sb型漩涡星系中的 50%,上升到 Sd和 Sm型漩涡星系中的 90%。 由星系的形成和并合理论可推测,椭圆星系和星系群中也同样存在大量的暗 物质,尤其对于亮椭圆星系和由亮椭圆星系所主导的富星系群。然而在椭圆星系 中,恒星通常沿着非圆形轨道无规的运动,因此缺少清晰的旋转曲线的测量。而 在暗物质比较重要的外部区域更是这样(1 R,R指有效半径)。另外,在一些 e e 亮的椭圆星系中,弥散气体的辐射通常掺杂着大量低质量 X射线双星(LMXBs) 的辐射,给观测增加了难度。要精确区分这两种辐射,需要高空间分辨率和大有 效面积的探测器。 [6,16,83] 尽管存在困难,一些早期的工作 从恒星光谱和动力学的角度证实在一 些椭圆星系及星系群约 1R内,暗物质含量几乎与亮物质相当。所得的质量、光 e 度比从几倍到几十倍 M /L ,并且系统外部的物质都有被暗物质主导的趋势。 ? B,? [7] 这对推测的椭圆星系和漩涡星系可能的形成理论 提供了支持。随着近几年在椭 圆星系中吸收线测量技术的提高,旋转曲线和速度弥散测量的不确定性也得到了 [34] 改善,因此暗物质的研究也取得了阶段性的成果。研究 表明,在亮椭圆星系 中 1R 范围内暗物质含量为 10-40%。这些由光学动力学所得的结果在其他观测 e [38,49,51] [11,12,13,30,33,43,58,68] 中得到了支持,如对透镜效应的测量 , X射线成像光谱观测 [57] 以及最近的对 2000个 SDSS星系动力学的测量 。另外,利用 Chandra X射 线 [13] 卫星突出的高空间分辨率,Buote 对 NGC 720的椭率和方位角的扭曲做了高精 度的测量,发现了在几何上的很强的暗物质存在证据。这是独立于用温度分布曲 ?4? 上海交通大学硕士毕业论文 [65] 线推测的结果,并且很难用修正后的引力理论来解释 。 和漩涡星系不同的是,迄今为止在不同椭圆星系和星系群中所测到的暗物质 [83] [6] 含量各有不同,这使得问变得复杂而且不明朗。例如在 Saglia 、Bertin 和 [34] Gerhard 等人的样本中,对于某些星系,甚至是亮 cD星系 NGC 1399,由动力 [3] 学所测到的暗物质含量都很少。在 2001年 Baes和 Dejonghe的动力学研究 中 发现,经过修正气体尘埃的吸收和散射之后,几倍有效半径之内的暗物质含量非 [82] 常少,甚至几乎不被探测到。最近, Romanowsky 发表了他们关于 E1星系 NGC 3379 中行星状星云的动力学研究,并发现随机运动的恒星速度随着半径的增大 而减小。所得的质量、光度比是一个不随半径变化的常数,这暗示着 5R之内暗 e 物质的含量很低( ?0.34)。 这和的恒星形成理论有着明显的冲突。为了解 [20] 释这个问题,Dekel 进行了盘星系并合过程的数值模拟, 发现所观测到的无规 恒星运动的低速度是由星系并合过程中的潮汐力所造成的。不管最终结论如何, 以上这些结果都清楚地表明了在椭圆星系和星系群中测量暗物质含量的不确定 性。 对于早型星系(椭圆星系中较老的)而言,正确的估算恒星质量是探索暗物 质分布的关键。在以前的研究结果中,整个星系空间中恒星的质光比都被假定为 一个常量,有的甚至被定为一个典型值。然而,Cappellari在 2006年对于 25个 [15] E/S0 星系的 I波段数据研究 发现,不同星系中的恒星质量、光度比能达到最 大 5倍的差别,而样本的方均根偏差大概是 35%。这个偏差超出了由恒星组成模 型、光学线强标定和初始质量函数(IMF)所造成的误差。另外,由所测量的光 [81] [31,94,95] 学线强指数梯度 和光学 B-R颜色梯度 可知,在星系?R范围内恒星质量、 e 光度比的空间大小分布是可测的。做为直接的例证, Kronawitter在 2000年对 21 个椭圆星系的动力学进行了研究,发现很多星系中恒星的质光比都里外不同,最 [53] 大的变化约为 2倍 。Padmanabhan 2004年通过对 SDSS数据的广泛研究发现 [73] 星系中恒星质量、光度比的变化30% 。为了对早型星系中的暗物质分布做进 一步的探索,本文利用高空间分辨率的 X射线成像光谱,光学多波段测量和线 强的数据对亮椭圆星系 NGC 1407(E0,Z0.0059)及其所在的星系群做了多波 段的研究。在第三章中我们会详细的描述研究方法和结果。在整篇文章中丰 度值 ?5 均以文献[37]为标准进行计算,取铁和氢的丰度比为3.16 ×10 。 ?5? 上海交通大学硕士毕业论文 第二章 Chandra 和 ROSAT X射线天文台简介 2.1 Chandra X射线天文台 Chandra X射线卫星由 NASA的马歇尔空间飞行中心(Marshall Space Flight Center)研制,由哥伦比亚号航天飞机于 1999年 7月 23日发射升空。和上一代 '' 的 X射线卫星相比,Chandra具有可观的接收面积、更高的角分辨率( 0.5 )、 光谱分辨率能探测到许多 X射线源中发射的 Fe线 和灵敏度。它的结构如图 1图 1:Chandra卫星结构简图 所示,由飞行器和望远镜两大部分组成。望远镜上的 X射线系统由三个部分组 成:高分辨率镜组(High Resolution Mirror Assembly,简称 HRMA),物端透射 光栅(Objective Transmission Gratings,简称 OTGs)和焦平面科学仪器。而焦平 面科学仪器又分为高分辨率照相机(High Resolution Camera,简称 HRC)和高 级 CCD成像光谱仪(Advanced CCD Imaging Spectrometer,简称 ACIS)。本 文所 做的工作都是好几片 ACIS CCD同时进行的图像和光谱观测。下面将对 HRMA 和 ACIS的构造和工作模式做简单的介绍。 ?6? 上海交通大学硕士毕业论文 2.1.1 高分辨率镜组(HRMA) Chandra X射线空间望远镜包含了四片薄的 Wolter I型掠射镜面,呈同轴方 式排列。采用掠射的 X射线成像方式是由于 X射线的光子能量很高,极易穿透 介质,对其收集和聚焦增加了难度。若不采用可见光的成像方式而采用掠射的方 式聚焦 X射线,需要入射线和反射镜面的夹角小于临界角,因此高能望远镜必 须采用高密度的镀膜(铱、铂、金等)。对于 Chandra而言,两次反射能够 提供更好的成像,因此高分辨率镜组(High Resolution Mirror Assembly, 简称 HRMA)的设计方式为具有相同焦距的一组抛物面镜和一组双曲面镜。每一组镜 面各四片,呈同心圆的方式排列(见图 2)。这样的设计既保证了成像的稳图 2: Chandra X射线高分辨率镜组(HRMA)的结构 2 定性,又提高了接收面积以获得清晰的成像。HRMA的总接收面积为 1145 cm , 而有效面积随着掠射角和 X射线光子能量的不同有很大的差别。如图 3所示, HRMA在不同能量上的有效面积随掠射角的变化呈现出不同的变化规律。而关 于 HRMA的有效面积随能量的变化,将在下一节中表述 HRMA和 ACIS CCD的 共同作用。 ?7? 上海交通大学硕士毕业论文 图 3:HRMA不同能量上的有效面积随方位角的变化。有效面积都以该能量上镜 面轴向区域处为标准进行了归一化。2.1.2 先进 CCD成像光谱仪 Chandra X射线卫星的两组焦平面设备:高分辨率照相机(High Resolution Camera,简称 HRC)和高级 CCD 成像光谱仪(Advanced CCD Imaging Spectrometer,简称 ACIS)都能作为图像和光谱的探测器,后者也作为被透射光 栅散射后光子的读出设备。 ACIS 包括两组阵列(ACIS-I和 ACIS-S)共十块 CCD (见图 4),每块 CCD有 1024 ×1024个像素。ACIS-S中有两块(S1和S3)是背 照式(BI)的。相对于其它的前照式(FI)CCD,BI CCD具有更好的低能响应和 能量分辨率。 ACIS主要有两种工作模式:时间曝光模式Timed Exposure Mode 和持续计 数模式Continuous Clocking Mode。时间曝光模式是指CCD在预先选定的时间 间隔内收集数据的操作模式。持续计数模式是指持续构架储存区域内的数 据。由这种模式得到1pixel ×1024pixel个像,且丢失了每列计数的空间分布信 息。我们处理的Chandra 观测采用了时间曝光模式。下传数据的格式有三种: ?8? 上海交通大学硕士毕业论文 Faint,Graded和Very Faint。Faint格式提供了事件发生的探测器坐标、到达时 间、方位角和3 ×3像素的事件等级。Graded格式同样提供了事件发生的探测器坐 标、到达时间、方位角和3 ×3像素的事件等级。Very Faint 格式提供了事件发 生的探测器坐标、到达时间、方位角和5 ×5像素的值,但这种格式只有在TE 模 式下才能使用。本文中我们所用的数据采用了Faint的传输格式。 图 4:Chandra ACIS 构造示意图 点传播函数(Point Spread Function,简称PSF)用来描述经望远镜和探测 '' 器传递后点源所成像的形状。Chandra ACIS的PSF的半高全宽FWHM 0.25 , 因此它能产生比其它X射线卫星更加锐利的点源图像。Chandra PSF 随源在望远 镜视场的位置以及源的光谱特性而有很大变化(图5),因此相同的点源在CCD 上不同位置成像会很不相同。另一个重要的概念是ACIS的量子效率和有效面积。 ACIS CCD上各像素的量子效率随像素的位置而变化,离数据读出点越近量子效 率越高。同时它也和能量的分布有很大的关系。如图 6中所示,低能( 0.5 keV) ?9? 上海交通大学硕士毕业论文 图 5:点源在 Chandra ACIS上的能量分布 和高能 8 keV处的效率明显的降低。ACIS的有效面积是 ACIS的量子效率和 HRMA的有效面积共同作用的结果。自从 Chandra发射之后 ACIS的有效面积就 在连续缓慢的降低,原因是望远镜和 ACIS之间的挡板薄层的缓慢增厚。 图 6 中同样有 ACIS CCD的有效面积随能量的分布, 和量子效率随能量的分布对应。 另外,观测时所涉及到的背景主要有三种成分:宇宙 X射线背景,仪器噪声 和粒子相互作用所造成的假事件。由于对光子和带电粒子的响应不同,BI CCD 和 FI CCD的背景是不同的。数据处理时需要特别注意这一点。 图 6:FI CCD(虚线)和 BI CCD(实线)的量子效率(左)和有效面积(右) 随能量的变化 ?10? 上海交通大学硕士毕业论文 2.1.3 数据的处理和分析方法和很多卫星的数据一样, Chandra的观测数据公开于 NASA的高能天体物理 研究中心(HEASARC:////0>. 括初始的光谱图像文件,各种仪器响应的修正文件和背景文件。下载后所得的数 据已经经过了标准的数据处理过程(SDP,Standard Data Processing)和近期的定 标改正。由于观测时间的不同和定标工作的修正,不断地检查更新是十分重要的。处理 Chandra数据所用的软件包为 CIAO(Chandra Interactive Analysis of Observations),可从网址 ////. 的流程参见 Chandra数据处理主页 ////. 包括入门、 数据准备工作、时域分析、成像、成像分光以及一些 CIAO脚本语言(S-Lang)。入门和数据准备:包括一些基本的软件介绍和数据处理。时域分析:首先对数据进行重心改正(估计由于地球和 Chandra都围绕太阳 运行而导致光子到达时间的差异),然后通过光变曲线和不同相 位阶段的光谱来查看源的变化。 成像:包括点源的探测、生成曝光图和归一化的图像以及图像的统计学估计。成像分光:利用带权重的响应文件(ARF和 RMF)和恰当的模型表述光谱。 光谱的处理利用了软件 HEAsoft(////. docs/software/lhea- -soft)。HEAsoft同时也是其它很多卫星(如 ROSAT)的通用光谱处理软件。光栅光谱:如果我们对数据采用了新的定标,就需要重新抽取光栅光谱。光 栅光谱可以利用工具 Sherpa进行拟合。S-Lang脚本:这一 CIAO脚本语言可使很多任务自动化。 ?11? 上海交通大学硕士毕业论文 2.2 ROSAT X射线天文台 ROSAT(The Roentgen Satellite)是由德国,美国和英国联合研制的,在 X射 线波段具有开创性成果的卫星。它于 1990年 7月 1日发射升空,总工作时间为 9年。发射初期的前六个月 ROSAT主要用于全空间的巡天。这是人类首次在 X '' 射线波段上进行的高分辨率的巡天成像观测。ROSAT 的角分辨率( 4 )明显不 如 Chandra, 但它具有 Chandra数十倍的观测面积。另外,它的能量段为软 X射 线波段 0.1-2.5 keV, 这弥补了 Chandra在低能端因量子效率的不足而无法进行准 确探测的遗憾。因此,通常人们采用 ROSAT的观测辅助 Chandra的观测进行 X 射线波段上的科学研究。ROSAT的构造原理和 Chandra是相似的,在这里不做详细的描述。它主要 包括了灵敏的定点均衡计数器(Position Sensitive Proportional Counter, 简称 PSPC)和高分辨率成像光谱仪(High Resolution Imager, 简称 HRI)。我们采用 的是 PSPC的数据。ROSAT的观测数据同样公开于 HEASARC数据库,包括已 基本处理完毕的光谱图像文件和曝光图。我们将软件包 XSELECT ( ////. HEAsoft(////. ROSAT的观测数据 进行研究。ROSAT的光谱同样需要进行仪器响应的修正(ARF和 RESP文件)。 光谱处理的过程和 Chandra是相似的。 ?12? 上海交通大学硕士毕业论文 第三章 椭圆星系 NGC 1407及其所属星系群的 X射线观测研究 3.1 NGC 1407的基本特性 NGC 1407是一个红移 z 0.0059的亮 E0星系。根据 ROSAT观测所得的结 [71] 30 果 ,其 X 射线光度和光学光度的比为 Lx 0.3-10 keV/L 2.63 × 10 B 11 erg s L 。由于距离较近,它为早型星系中的 LMXBs的研究提供了有利条件。 B,e [101] NGC1407同时也是 NGC 1407群的主导星系。最近的研究 表明,此星系群包 含约 250个成员星系,其中 85%是矮星系。球状星团投影密度的曲线斜率和气体 [77] 晕的光度斜率一致,暗示了系统中有很高的暗物质含量 。利用 35个成员星系 [101] 13 的速度,Trentham 发现 1407群的总引力质量为 7×10 M ,R波段的质光比 ? 为 M /L 340M /L 。此计算中也考虑了亮度仅次于 NGC 1407 的成员星系: tot R ? R,? -1 NGC 1400(非棒旋 SA0星系)不寻常的大本动速度(1072 km s )。Trentham所 [36] 得的总引力质量和 Gould 1993年的结果 相近,但大于 Quintana 1994年的结果 [80] [98] (无论 NGC 1400是否加入计算)。基于表面亮度涨落 的计算,我们定下 NGC +3.4 -1 -1 1407的距离为 26.8 Mpc。这比由假定 H 70 km s Mpc, 0.3 ? 和? 0.7 03.0 m ? 的宇宙学模型所得的距离略大。接下来我们将利用 Chandra 和 ROSAT 的 X射 线观测,结合多波段光学光度和线强数据对星系中的质量分布进行详细的研究。3.2 X射线观测和数据处理 NGC 1407由 Chandra X射线卫星所搭载的 ACIS CCD观测于 2000年 8月 o 26日,总曝光时间为 50.3 ks。CCD的温度控制在-120 C,每一帧为 3.2s。星系 中心的位置在 ACIS-S3上,和曝光中心仅相差 0.63',因此大部分 NGC 1407的 X射线辐射都集中在 S3上(如图 7中所示,圆圈为 2Re(2.34')的范围)。尽 管 ACIS CCD I2-3,S1-2和 S4都参与了观测,我们仅处理 S3上和结果有关的部 分。去掉所有可见 X射线点源的污染之后,我们检查了整个 S1和 S3的边界, 发现在观测时间内没有会明显增大计数率的背景耀发。数据的处理包含了 ASCA ?13? 上海交通大学硕士毕业论文 等级 0,2,3,4和 6。数据处理的软件是 CIAO 2.3。在去掉坏点、坏数列和 CCD交 接的边界之后,剩余的可用曝光时间为 48.5 ks。 2R(2.34') e 图 7:完成初步处理的 NGC 1407 的 Chandra ACIS观测图像 (11.7') PSPC 图 8:完成初步处理的 NGC 1407的 ROSAT PSPC 观测图像为了得到星系外部区域的图象和光谱性质,我们也分析处理了 NGC 1407 ?14? 上海交通大学硕士毕业论文 的 ROSAT PSPC 数据(见图 8)。NGC 1407的 ROSAT观测时间为 1995年 8月 16日,历时 21.3 ks。我们利用软件 XSELECT v2.3和 FTOOLS v6.0.3,按照标 准方法处理 ROSAT PSPC 数据,所得可用曝光时间为 18.7 ks。3.3 X射线和射电成像研究 图 9 给出了在对数标度下 0.3-10 keV 内经过曝光修正及平滑处理之后的 NGC 1407 的 Chandra ACIS S3 图像。图像以 X 射线辐射强度峰值为中心 '' 55 × (RA03h40m11.77s Dec-18d34m49s J2000),覆盖面积为 (38.5 × 38.5 [46] kpc)。我们发现 X射线峰值和光学中心(RA03h40m11.9s Dec-18d34m49s ) '' 基本一致, 相差仅为1.8 。强弥散 X射线辐射覆盖了整个 S3观测区域,并且在 [22] 1R(1R 1.17'或 9.0 kpc )范围内基本对称。在 1-2 R范围内, 弥散 X射 e e e 线辐射的对称性减弱, 在东、南、西三个方向相对较强。 图 9:Chandra 0.3-10 keV的 ACIS S3对数图像。白色线条为 X射线等强度线, 绿色圆圈代表1R的范围。图像做了曝光修正,未做背景修正。平滑处理的信噪 e 比最大为 5σ最小为3σ。 ?15? 上海交通大学硕士毕业论文 在大致 2R的范围内, 我们估计出约 3/4的弥散 X射线辐射源于热的星际介 e 质ISM, 其余的则源于不可见点源。而这些不可见点源大部分是星系中的低质 [94] 量 X射线双星(LMXB) 。在 Chandra图像上,很多点源或点状源都肉眼可 见,但是只有大约一半的数量能在 3 σ置信水平上被探测出来(3.4.1节)。图像 上并没有发现明显的 X射线的不规则结构或子结构(如丝状体或空洞)。 图 10:带等强度线的 0.2-2 keV 波段 ROSAT PSPC对数图像。图像处理和图 9 相似。其中方形区域代表了 Chandra 的观测范围,而“+”字标号表示了 NGC1407-NGC1400方向的一个弱延展结构。 图 10是比 Chandra图像大得多的 ROSAT PSPC 0.2-2 keV的图像。图像同样 '' 经过了曝光修正和平滑处理,覆盖范围为 24 × 24(184.6 ×184.6 kpc)。除了 NGC 1407以外,星系群中的另一成员??NGC 1400的辐射也被清晰的探测出来。做 为无论在光学还是 X射线波段上都是群中次亮的星系成员,NGC 1400处于中心 星系 NGC 1407的西南方,和它的投影距离为 11.7'(90 kpc)。 在 NGC 1400的 东北方指向 NGC 1407的方向有一个相对较弱的 X射线弥散子结构(在图中以“+” 标注),而这一结构无论是在光学还是射电波段上都未曾探测出来。这个结构可 ?16? 上海交通大学硕士毕业论文 [101] 能和 1407 群中的一个矮星系相关 ,也有可能是一个背景源。考虑到 NGC 1400 不寻常的高本动速度,这个结构也可能形成于星系并合过程中的风筒压。我们还 [93] 发现了一个弱 X射线源,其位置对应于背景 SB0星系 NGC 1402(z0.014 )。 -1 在 0.2-2 keV的 ROSAT图像上有一些计数率大于 0.001cts s 的点源或展源。现有 的文献中没有这些位置上相关河内或河外星系的记载。由于和本文的工作无关, 我们在图像和光谱的处理中将它们一一扣除。 图 11:平滑处理后的 X射线硬度比分布图。硬度比定义为同时做了曝光和背景 修正的 0.3-2 keV和 2-10 keV的光子数之比。图中的值最小为-0.94,最大为 0.54。 不管是 Chandra还是 ROSAT图像都表明,NGC 1407和其主导的群都富含 热气体并处于相对静止的状态。根据 ROSAT X射线表面亮度的研究发现,X射 线气体向外至少弥散至 12'(10.3R,见 3.5.1节)。气体的辐射是软的,就像图 e 11所示的一样。图 11是由去掉所有可见点源之后的 Chandra观测所得到 的平滑 的二维硬度比(HR)的分布。硬度比的定义为 HR(H-S)/(H+S),其中 S和 H分别指曝光和背景修正之后 0.3-2 keV和 2-10 keV内的光子数。1R之内的辐 e 射非常软(HR-0.94~-0.50),相当于 0.6-1.0 keV 的热等离子体。2R之外硬度 e ?17? 上海交通大学硕士毕业论文 比上升到较高的星系群气体的典型值。在星系中心东部约 1.8'(13.8 kpc) 处有 一个相对较冷的区域(HR-0.7)。 图 12:由国家射电天文台(NRAO)数据库所得的 1.43 GHz 射电图。图中峰值 的流量密度为 50.6 mJy/b, 等高线级数为(-1,1,2,3,4,9,16,32)mJy/b。 图 12是由国家射电天文台(NRAO)数据库所得的 1.4GHz射电图,范围是 '' 24 × 24。NGC 1407在射电图上是一个流量密度为 61.0?1.5 mJy/b的延展源。星 系的射电辐射向西延伸得更远,看上去不是很对称。在 NGC 1407西南方向约 6' 处有一个流量密度为 9.6?2.2 mJy/b(~3 σ)的弱射电源。与之相连结的“桥状”结 构一直延伸到 NGC 1407。在这张 1.43GHz的射电图上我们无法探测到次亮的群 成员 NGC 1400,但是在 0.3GHz和 8.5GHz的波段上它能被探测到,流量密度分 别为 64.0?20.0 mJy/b和 8.9?0.4 mJy/b。由于射电图上没有典型的子结构,如明 显的喷流或射电瓣,这进一步肯定了我们的假设:NGC 1407中的 X射线气体是 基本稳定的。?18? 上海交通大学硕士毕业论文 3.4. NGC 1407中的 X射线点源3.4.1. 点源的探测我们在 0.3-10 keV能段探测 Chandra S3图像上的显著性超过 3σ的 X射线 点源,所用的工具是 CIAO的软件 celldetect。为了对结果进行检验,我们分别在 0.7-7 keV和 2-10 keV能段上做了小波分析和肉眼的观察,验证了 celldetect所得 的结果。在中心区域~2R的范围内,显著探测到的点源共有 41个,其中 4个可 e 能是无关的背景源。 背景源的数量是通过基于 Chandra在背景区域的深空观测 [69] 的 Monte-Carlo模拟所得到的。我们将这些 X射线点源画在 NGC 1407的 DSS 光学图像上(图 13),发现它们呈几乎均匀的空间分布并向星系中心聚拢,而且 其中没有一个点源有相应的光学对应体。点源分布的数密度与 B波段和 R波段 的光度分布接近,说明它们大部分和星系有本质的联系。 图13:NGC 1407的 DSS光学图像。其中蓝色的圈代表了 41个探测到的 X射线 点源的位置。 根据 X射线点源到光学中心的距离由小到大的顺序,我们将这 41个点源排 在表 1中。其中第 1列是这些点源的编号,2、3列为它们的天空坐标,第 4列 ?19? 上海交通大学硕士毕业论文 为它们到星系光学中心的距离,5、6列分别为它们在 0.3-10 keV的光子计数率 和光度,第7列为信噪比。 表1:NGC 1407中可探测的 41个 X射线点源*1. 点源距星系中心的距离。 *2. 点源在0.3-10 keV的光子计数率。 ?20? 上海交通大学硕士毕业论文 3.4.2. 光谱性质和硬度比 我们拟合了所有探测出来的非中心点源的总光谱。为了降低仪器背景在高能 端以及仪器响应在低能端的不确定性所造成的影响,拟合能段限定在 0.7-7keV。为了弥补 ACIS能量分辨率的不足,我们在结果中加入了 5%的系统误差。 20 -2 [23] 吸收值被固定在银河值(5