在正式開始寫之前,先感謝幾位老師,

第一位是我指導老師,江國興教授。這篇論文他來寫大概只要兩三周,我卻花他兩三周的時間幫我修改...

第二位是在Sterrekundig Instituut Utrecht 的 F.W.M. Verbunt 老師,有一些段落是他寫出來的,也幫我改很多核心問題

第三位是 Verbunt的學生,Bassa先生,幫我改很多細節還有光學部分測光的修正

第四位是在MIT的 Lewin, 一位google可以找到很多資料的有趣又厲害的老師,他幫我改一百多個文法習慣...

還有一位是我論文的審稿員,Heinke 女士,很厲害的科學家,可是要審稿...就看很多細節XD

摘要:

本篇論文將描述兩個低核密度球狀星團:NGC6144、以及E3的X光與可見光觀測及分析,並藉此討論其中X光源數量與球狀星團內,恆星經由遭遇生成雙星系統、以及原生雙星系統的關係。我們使用錢卓拉X光望遠鏡的觀測資料,經由CIAO軟體分析;以及使用哈伯太空望遠鏡尋找其可見光之對應物,並經由DOLPHOT軟體分析。在NGC614以及E3各自的半質量半徑內,我們分別偵測到NGC6144有六個X光源;而E3有三個X光源。然而在我們的觀測中,NGC6144估計將有4-5個X光源來自背景;E3則會有2個X光源來自背景,從統計上的結果,我們無法排除所有偵測到的光源皆不是來自背景。因為觀測時間與儀器敏感度,我們只會偵測到光度(在光子能量介於0.3-10千電子伏範圍內) 大於每秒 1.7×10^30 爾格的光源。經由分析,我們確定在NGC6144中有1-2組激變變星(CVs)及一組活躍雙星(ABs);在E3中則有一組疑似激變變星。這些結果為原生雙星的重要證據。

... 你叫三年前的我來看,也會看得很吃力...*&^%....啥 力公蝦(台語)?

 

這篇研究主要是要找"原生雙星",因為我們相信,在一般質量較大的球狀星團中,雙星的形成是星星在星團內部才遇到"對方",進而"繾綣"再一起,並且相信在漫長近百億年的歲月中,原生的雙星早就被拆散,不復存在。

只有那種遇不到的地方,原生雙星才比較難被拆散,而要研究看到原生雙星,就得找低密度的球狀星團。

 

然而,前一篇我說過,這種雙星只是一個點,要如何知道他是雙星?

開門繞路,既然看不到他,那雙星有其他特色嗎? 先保留一下...我摘要還沒說完呢

上一句提到特色,因此,我們需要光學的彩色影像、以及可以看X光並且有影像的望遠鏡,所以我們用了兩隻地球軌道上很好很強大的望遠鏡: 哈伯太空望遠鏡 (Hubbla Space Telescope 簡稱 HST)、錢卓拉天文台 (Chandra X-ray Observatory)的觀測來做研究。

 

HSTdigram.gif 

上圖是哈伯望遠鏡

Chandra.jpg 

這張是錢卓拉望遠鏡的圖

但是要看哪裡呢? 天球上有種座標由赤經(Right ascension;縮寫為RA;符號為α)、赤緯組成
 (Declination;縮寫為Dec;符號為δ)。經由這些座標,我們可給望遠鏡觀測的方位,然後依照拍攝星體的亮度選擇曝光時間,以及科學目的選擇要看的顏色(即濾鏡)。

觀測完後的圖片還是不能說故事,要經過處理。而X光影像處理的軟體是CIAO,意思是"掰掰"...喔不對,是Chandra X-ray Data Analysis Software。而處理哈伯影像的軟體是DOLPhot,是一位海豚(Dolphin)先生寫的測光軟體,詳細後面會介紹。

CIAO: http://cxc.harvard.edu/ciao/

DOLPHOT: http://purcell.as.arizona.edu/dolphot/

 

 寫到這裡我先整理一下,

關於這個研究,我們要找的是球狀星團內部的近雙星系統,而要找這類系統需要靠多波段的研究來成,而本研究我們是使用哈伯望遠鏡和錢卓拉望遠鏡來觀測。在我們依照科學目的給予曝光時間和需要看的波段之後,便可以得到影像數據,進而分析。

現在我們來界定球狀星團的大小,球狀星團有三種半徑-1.核半徑 2.半質量半徑 3.潮汐半徑.

1.星團中的亮度會隨著距離中心越來越遠而降低,當亮度降低到中心的一半時,這個距離畫出來的半徑就是所謂的核半徑(core-radius

2.若是我們知道整個星團的亮度,那以星團中心畫出來的圓包含整個星團一半的亮度,這個圓的半徑就是半質量半徑或是稱為"暈半徑"

3.當整個星團和銀河系之間重力達到平衡的時候,這裡的星已經不算是由星團作主要掌控,其距離謂之潮汐半徑~

要注意的是,我們看到天空上的星星都是不同距離外的星體投影在天球上,所以即使在半質量半徑或是核半徑,也會有許多非星團的星星。而當從中心往外延伸的時候,背景或是前景會佔越來越高的比例。而在半質量半徑之外的星,多半已經是背景的星,所以這一系列的球狀星團研究多是以半質量半徑內部的星。

然而在低核密度球狀星團中,我們看到的X光光源可能是背景的光源,來源可能是後面的星系、類星體或其他強烈但遙遠的X光源。這是因為以前的理論,預期低核密度球狀星團中無法形成緊密雙星系統,所以基本上不會有亮度在4 x 10^30爾格/秒-以上的X光源(能量範圍在500-6000電子伏的光子).

Fig10.bmp 

上圖是球狀星團的"遭遇率(Encounter Rate)"和"星團內X光源"的統計圖,紅色斜線是用大部分星團計算出來的,可以看到NGC6144的X光預計是在一個以下,甚至E3是不會有的... 這裡要注意一下,兩軸的尺度是對數,不是一般的線性

本次的觀測讓我們看到在NGC6144中有6個X光光源,經由統計以及以往對背景的估計(將在星體特性分析的章節說明),這六個中應該有4-5個是背景光源;另外一個球狀星團 E3則是有三個X光光源,但是估計會有2-3個背景。

經由可見光和X光的分析(星體顏色、亮度)我們相信在NGC6144中有一個激變變星-一個白矮星吸積伴星的系統,以及一個活躍雙星-兩個主序星因過於近繞造成色球曾異常活躍。而、在E3中則是可能有一個激變變星。

 下一章節~ X光觀測歷史與球狀星團內X光源介紹

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