Помощь студентам в учебе
Ультраяркие рентгеновские источники и молодые звездные скопления в галактике NGC 3256
|
ОБРАБОТКА РЕНТГЕНОВСКИХ ДАННЫХ 5
1.1 Астрометрическая привязка 7
1.2 Комбинирование наблюдений 9
1.3 Детектирование рентгеновских источников 12
1.4 Расчет потоков 13
1.5 Долгопериодичная переменность 18
1.6 Жесткость источников 24
1.7 Рентгеновские спектры 27
2 ОБРАБОТКА ОПТИЧЕСКИХ ДАННЫХ 34
2.1 Астрометрическая привязка 37
2.2 Обработка оптических спектров 38
2.3 Фотометрия звездных скоплений 39
2.4 Учет межзвездного поглощения 43
2.5 Определение возраста скоплений 45
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 46
БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЙ СПИСОК 49
ПРИЛОЖЕНИЯ 53
Приложение
1.1 Астрометрическая привязка 7
1.2 Комбинирование наблюдений 9
1.3 Детектирование рентгеновских источников 12
1.4 Расчет потоков 13
1.5 Долгопериодичная переменность 18
1.6 Жесткость источников 24
1.7 Рентгеновские спектры 27
2 ОБРАБОТКА ОПТИЧЕСКИХ ДАННЫХ 34
2.1 Астрометрическая привязка 37
2.2 Обработка оптических спектров 38
2.3 Фотометрия звездных скоплений 39
2.4 Учет межзвездного поглощения 43
2.5 Определение возраста скоплений 45
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 46
БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЙ СПИСОК 49
ПРИЛОЖЕНИЯ 53
Приложение
Ультраяркие рентгеновские источники (ULXs) - точечные источники, находящиеся во внешних галактиках. Их рентгеновская светимость превышает Эддингтоновский предел 10 ergs s при сферически- симметричной аккреции для черной дыры 10Мо [1, 2]. Существуют две наиболее популярные модели, объясняющие столь сильное рентгеновское излучение. Одна модель предполагает аккрецию на черные дыры промежуточных масс (IMBHs,103 — 105Мо) со стандартным диском [3], а
другая аккрецию на черные дыры звездных масс (StMBHs, ~10Мо) со сверхкритическим диском [4]. С другой стороны, были открыты когерентные рентгеновские пульсации от некоторых ULXs [5-8]. Данные пульсации возникают при сверхэддингтоновском режиме аккреции на замагниченные нейтронные звезды. На сегодняшний момент известны 4 ULX пульсара: M82 X-2 [5], NGC 7793 P13 [6, 7], NGC5907 ULX-1 [9] и NGC 300 ULX-1 [10].
Наблюдения показывают, что ULXs ассоциируются с молодыми звездными скоплениями [11-13]. Например, источник M82 X-1 является ULX, который находится на некотором расстоянии от скопления M82 с возрастом « 10 Myr и массой 105Мо [14, 15]. Более того, было доказано, что 9 ULXs во взаимодействующих галактиках Антенны с большой вероятностью принадлежат очень молодым звездным скоплениям с возрастом < 5 Myr, где они находятся на некотором расстоянии от них [16]. Вероятно, такие двойные системы были выброшены из звездных скоплений в результате передачи им дополнительной энергии от гравитирующего центра скопления на начальной стадии его формирования [17-22]. Как показано в работах [17-22] придание скоростей, достаточных для вылета двойной системы из скопления без разрушения самой двойной системы, является достаточно частым событием.
IMBHs, образовавшиеся в скоплениях, из-за своих больших масс должны оставаться в центре скоплений [14, 23], что не наблюдается. Таким
образом, предполагается, что ULXs являются массивными рентгеновскими двойными.
Для определения возраста ULXs была выбрана галактика NGC 3256 - пара сливающихся галактик с активным звездообразованием. Она находится на расстоянии « 37.6Mpc [24]. Моделирование показало, что NGC 3256 образовалась в результате галактического столкновения двух спиральных галактик около 500 млн. лет назад [24, 25]. В образовавшихся хвостах галактики происходит бурное звездообразование, в результате чего они содержат много молодых массивных звездных скоплений, возраст которых составляет 1-500 Myr [26-30]. Также в галактике присутствуют скопления звезд с массой до 8 • 107Mg. Большая часть звездных скоплений имеет возраст больше 10 Myr [29, 31].
Текущий темп звездообразования (SFR) в данной галатике оценивается в ~ 50 MGyr-1 [32]. Особенно важным параметром, который является
критическим для последующего моделирования, является металличность галактики. В статье [28] определенная по молодым звездным скоплениям усредненное значение металличности для галактики NGC 3256 составляет 1.5Zg.
В работе исследуются звездные скопления, которые, как мы считаем, ассоциируются с ULXs. Работа сделана по данным космических обсерваторий Chandra X-Ray Observatory и Hubble Space Telescope и наземного телескопа Very Large Telescope ESO/Чили.
1 ОБРАБОТКА РЕНТГЕНОВСКИХ ДАННЫХ
В данном отчете описана практическая работа в следующем порядке:
1. Астрометрическая привязка рентгеновских снимков.
2. Комбинирование снимков.
3. Детектирование рентгеновских источников.
4. Фильтрация по светимости ULX источников.
5. Расчет жесткости источников.
6. Исследование на долгопериодичную переменность
7. Извлечение рентгеновских спектров и аппроксимация
Как известно, большую часть энергии ULX излучают в рентгеновской области спектра. Поэтому для обнаружения ультраярких рентгеновских источников в галактике NGC 3256 были использованы данные, полученные космический обсерваторией Чандра. Изображения были взяты из онлайн архива WebChaser [33]. Кроме обнаружения и точной локализации источников, используя эти же изображения, мы также оценивали рентгеновские потоки ULX. Всего доступно 3 наблюдения NGC 3256, которые мы будем использовать. Ниже представлена таблица с идентификаторами ID наблюдений, их экспозициями и датами наблюдений.
другая аккрецию на черные дыры звездных масс (StMBHs, ~10Мо) со сверхкритическим диском [4]. С другой стороны, были открыты когерентные рентгеновские пульсации от некоторых ULXs [5-8]. Данные пульсации возникают при сверхэддингтоновском режиме аккреции на замагниченные нейтронные звезды. На сегодняшний момент известны 4 ULX пульсара: M82 X-2 [5], NGC 7793 P13 [6, 7], NGC5907 ULX-1 [9] и NGC 300 ULX-1 [10].
Наблюдения показывают, что ULXs ассоциируются с молодыми звездными скоплениями [11-13]. Например, источник M82 X-1 является ULX, который находится на некотором расстоянии от скопления M82 с возрастом « 10 Myr и массой 105Мо [14, 15]. Более того, было доказано, что 9 ULXs во взаимодействующих галактиках Антенны с большой вероятностью принадлежат очень молодым звездным скоплениям с возрастом < 5 Myr, где они находятся на некотором расстоянии от них [16]. Вероятно, такие двойные системы были выброшены из звездных скоплений в результате передачи им дополнительной энергии от гравитирующего центра скопления на начальной стадии его формирования [17-22]. Как показано в работах [17-22] придание скоростей, достаточных для вылета двойной системы из скопления без разрушения самой двойной системы, является достаточно частым событием.
IMBHs, образовавшиеся в скоплениях, из-за своих больших масс должны оставаться в центре скоплений [14, 23], что не наблюдается. Таким
образом, предполагается, что ULXs являются массивными рентгеновскими двойными.
Для определения возраста ULXs была выбрана галактика NGC 3256 - пара сливающихся галактик с активным звездообразованием. Она находится на расстоянии « 37.6Mpc [24]. Моделирование показало, что NGC 3256 образовалась в результате галактического столкновения двух спиральных галактик около 500 млн. лет назад [24, 25]. В образовавшихся хвостах галактики происходит бурное звездообразование, в результате чего они содержат много молодых массивных звездных скоплений, возраст которых составляет 1-500 Myr [26-30]. Также в галактике присутствуют скопления звезд с массой до 8 • 107Mg. Большая часть звездных скоплений имеет возраст больше 10 Myr [29, 31].
Текущий темп звездообразования (SFR) в данной галатике оценивается в ~ 50 MGyr-1 [32]. Особенно важным параметром, который является
критическим для последующего моделирования, является металличность галактики. В статье [28] определенная по молодым звездным скоплениям усредненное значение металличности для галактики NGC 3256 составляет 1.5Zg.
В работе исследуются звездные скопления, которые, как мы считаем, ассоциируются с ULXs. Работа сделана по данным космических обсерваторий Chandra X-Ray Observatory и Hubble Space Telescope и наземного телескопа Very Large Telescope ESO/Чили.
1 ОБРАБОТКА РЕНТГЕНОВСКИХ ДАННЫХ
В данном отчете описана практическая работа в следующем порядке:
1. Астрометрическая привязка рентгеновских снимков.
2. Комбинирование снимков.
3. Детектирование рентгеновских источников.
4. Фильтрация по светимости ULX источников.
5. Расчет жесткости источников.
6. Исследование на долгопериодичную переменность
7. Извлечение рентгеновских спектров и аппроксимация
Как известно, большую часть энергии ULX излучают в рентгеновской области спектра. Поэтому для обнаружения ультраярких рентгеновских источников в галактике NGC 3256 были использованы данные, полученные космический обсерваторией Чандра. Изображения были взяты из онлайн архива WebChaser [33]. Кроме обнаружения и точной локализации источников, используя эти же изображения, мы также оценивали рентгеновские потоки ULX. Всего доступно 3 наблюдения NGC 3256, которые мы будем использовать. Ниже представлена таблица с идентификаторами ID наблюдений, их экспозициями и датами наблюдений.
В данной работе были обнаружены рентгеновские источники в галактике NGC 3256 на основе рентгеновских данных космического телескопа Chandra. Определены рентгеновские потоки обнаруженных источников и выявлены объекты, относящиеся к классу ультраярких рентгеновских источников.
На основе наблюдений, полученных в разное время, для нескольких ультраярких рентгеновских источников было показано наличие переменности на большой шкале времени. Как видно из рисунков 8-13 для источников 1, 3, 4, 6, 8, 11, 14, 15, 17, 18, 19, 20, 21 можно утверждать присутствие значимой переменности. У источников 2, 5, 7, 9, 10, 12, 13, 16, 22 переменность, если и есть, то она лежит в пределах ошибок измерений.
Была определена жесткость источников, которая дает нам представление о том, какие физические процессы протекают в объекте.
Мы изучили рентгеновские спектры нескольких ULX. Вписывая двухкомпонентную модель в рентгеновские спектры, было показано, что спектр ULX 13 лучше всего описывается суммой степенной модели и горячей плазмы R-S. Спектр ULX 16 не требует наличия горячей плазмы и может быть описан чисто степенным законом. Спектр ULX 17 напротив не содержит степенной компоненты, а модель горячей плазмы с параметрами NH = 0 — 0.7 cm—2 и kT = 0.8 — 1.3 keVдостаточно хорошо вписывается в наблюдаемый спектр.
Сделав высокоточную привязку сеток координат на рентгеновских и оптических изображениях, были отождествлены родительские скопления, простым выбором наиболее близкого к уточненным рентгеновским координатам скопления. Мы считаем, что в результате вылета двойной системы из каждого такого родительского скопления в самые ранние моменты образования этих скоплений, в ходе дальнейшей эволюции такие
двойные системы проходят фазу сверхкритической аккреции на черную дыру.
46
Нам повезло застать эту кратковременную фазу в жизни двойной системы в нескольких объектах во взаимодействующих галактиках NGC 3256, только из-за того, что из-за взаимодействия галактик было инициировано одновременное звездообразование в довольно большой области взаимодействия.
Используя изображения космического телескопа им. Хаббла, были измерены цвета этих скоплений в широких светофильтрах (F435W, F555W, F814W). Проведя моделирование эволюции скоплений с единой вспышкой звездообразования в программе Starburst99, мы сравнили цвета, полученные в модели, с измеренными цветами скоплений, отождествленных с ULX. Таким образом нам удалось оценить возраст каждого скопления, отождествляемого с ULX. Все эти скопления оказались молодыми.
Этот же результат о молодости скоплений нам удалось подтвердить для нескольких скоплений по наличию в их спектрах WR-линий, которые как показывает моделирование Starburst99, появляются на очень короткой временной шкале. Мы измерили эквивалентные ширины WR-линий на оптических спектрах, полученных в результате обработки данных спектрографа низкого разрешения FORS2 в режиме многощелевой спектроскопии. Мы показали, что на тех спектрах, где наблюдается линии WR, полученный из показателей цвета скоплений систематически ниже. Это может быть объяснено несколькими причинами. Например, систематической недооценкой поглощения при спектральной оценке по соотношению линий Ha к Hb, из-за того, что линия Hb туманности частично уменьшается абсорбцией в Hb в скоплении. Другой причиной может быть то, что на оптическом изображении, полученном космическим телескопом им. Хаббла, мы разрешаем скопления как отдельные, а на оптическом спектре наземного телескопа с seeing ~ 1.3 спектры разных близлежащих скоплений перемешиваются.
В заключении работы хочется отметить, что если действительно
объект, который мы видим на рентгеновском изображении, немного сдвинут
относительно центра скопления на оптическом изображении, то модель для
47
объяснения ультраярких рентгеновских источников как IMBH не подходит. IMBH будут наиболее массивной составляющей скопления и не может быть выброшена за его пределы. Зато наш результат поддерживает модель двойной системы с черной дырой звездной массы, аккреция на которую происходит в сверхкритическом режиме.
На основе наблюдений, полученных в разное время, для нескольких ультраярких рентгеновских источников было показано наличие переменности на большой шкале времени. Как видно из рисунков 8-13 для источников 1, 3, 4, 6, 8, 11, 14, 15, 17, 18, 19, 20, 21 можно утверждать присутствие значимой переменности. У источников 2, 5, 7, 9, 10, 12, 13, 16, 22 переменность, если и есть, то она лежит в пределах ошибок измерений.
Была определена жесткость источников, которая дает нам представление о том, какие физические процессы протекают в объекте.
Мы изучили рентгеновские спектры нескольких ULX. Вписывая двухкомпонентную модель в рентгеновские спектры, было показано, что спектр ULX 13 лучше всего описывается суммой степенной модели и горячей плазмы R-S. Спектр ULX 16 не требует наличия горячей плазмы и может быть описан чисто степенным законом. Спектр ULX 17 напротив не содержит степенной компоненты, а модель горячей плазмы с параметрами NH = 0 — 0.7 cm—2 и kT = 0.8 — 1.3 keVдостаточно хорошо вписывается в наблюдаемый спектр.
Сделав высокоточную привязку сеток координат на рентгеновских и оптических изображениях, были отождествлены родительские скопления, простым выбором наиболее близкого к уточненным рентгеновским координатам скопления. Мы считаем, что в результате вылета двойной системы из каждого такого родительского скопления в самые ранние моменты образования этих скоплений, в ходе дальнейшей эволюции такие
двойные системы проходят фазу сверхкритической аккреции на черную дыру.
46
Нам повезло застать эту кратковременную фазу в жизни двойной системы в нескольких объектах во взаимодействующих галактиках NGC 3256, только из-за того, что из-за взаимодействия галактик было инициировано одновременное звездообразование в довольно большой области взаимодействия.
Используя изображения космического телескопа им. Хаббла, были измерены цвета этих скоплений в широких светофильтрах (F435W, F555W, F814W). Проведя моделирование эволюции скоплений с единой вспышкой звездообразования в программе Starburst99, мы сравнили цвета, полученные в модели, с измеренными цветами скоплений, отождествленных с ULX. Таким образом нам удалось оценить возраст каждого скопления, отождествляемого с ULX. Все эти скопления оказались молодыми.
Этот же результат о молодости скоплений нам удалось подтвердить для нескольких скоплений по наличию в их спектрах WR-линий, которые как показывает моделирование Starburst99, появляются на очень короткой временной шкале. Мы измерили эквивалентные ширины WR-линий на оптических спектрах, полученных в результате обработки данных спектрографа низкого разрешения FORS2 в режиме многощелевой спектроскопии. Мы показали, что на тех спектрах, где наблюдается линии WR, полученный из показателей цвета скоплений систематически ниже. Это может быть объяснено несколькими причинами. Например, систематической недооценкой поглощения при спектральной оценке по соотношению линий Ha к Hb, из-за того, что линия Hb туманности частично уменьшается абсорбцией в Hb в скоплении. Другой причиной может быть то, что на оптическом изображении, полученном космическим телескопом им. Хаббла, мы разрешаем скопления как отдельные, а на оптическом спектре наземного телескопа с seeing ~ 1.3 спектры разных близлежащих скоплений перемешиваются.
В заключении работы хочется отметить, что если действительно
объект, который мы видим на рентгеновском изображении, немного сдвинут
относительно центра скопления на оптическом изображении, то модель для
47
объяснения ультраярких рентгеновских источников как IMBH не подходит. IMBH будут наиболее массивной составляющей скопления и не может быть выброшена за его пределы. Зато наш результат поддерживает модель двойной системы с черной дырой звездной массы, аккреция на которую происходит в сверхкритическом режиме.