论文题目: 用高角分辨的X射线点源的晕研究星际尘埃的空间分布
论文类型: 博士论文
论文专业: 物理学
作者: 项金根
导师: 尚仁成,张双南
关键词: 射线晕,星际介质,星际尘埃,散射
文献来源: 清华大学
发表年度: 2005
论文摘要: 当X射线穿越星际介质时会被星际尘埃颗粒吸收和散射,散射角度较小的光子就会在原来的X射线周围形成一个弥散的图像,这就是“晕”。散射的强度与被散射光子的能量、散射光深、尘埃颗粒的成分和大小分布以及尘埃颗粒在视线方向上的空间分布都有关系,因此X射线散射“晕”也就成为研究星际尘埃颗粒大小分布以及空间分布的一种重要手段。Chandra卫星上的ACIS具有很高的角分辨率、良好的能量分辨率和较宽的能量范围,因此成为最理想的研究X射线晕的仪器。但在标准的TE观测模式下,强源的光子通常在源的中心造成严重的堆积效应,使我们不能直接得到高角分辨率的晕的形状。因此我们首先改进了Yao等人提出的从HETG/ACIS的CC模式的0阶数据或者用TE模式中的1阶数据提取小角度处的晕的径向分布的方法,并重新分析了Chandra观测的Cygnus X-1数据。然后我们用这种方法得到了17个X射线点源的晕的形状,再利用星际尘埃模型WD01和MRN去拟合晕的强度分布,得到了氢的散射柱密度以及星际尘埃的空间分布,从WD01模型和MRN模型中拟合出来的氢的散射柱密度有很好的线性相关性,并且它们与能谱拟合中得到的氢的吸收柱密度也有很好的线性关系,它们的关系如下:NH,WD01 =（0.720±0.009）×NH,abs + （0.051±0.013）和NH,MRN = （1.156±0.016）×NH,abs+（0.062±0.024）,单位为1022cm-2。利用1.5角秒到60角秒之间的晕我们得到了晕的相对强度（FHI）与NH的统计关系。WD01模型和MRN模型的拟合结果都显示在点源附近有相对较高密度的星际尘埃存在,我们认为这是在X射线双星附近存在分子云的有力证据。我们发现扣除点源附近（x = 0.99 ? 1.0）的氢后的氢的散射柱密度与点源的X射线光子所经过的有效散射距离有一个很好的线性关系,而点源附近的氢的散射柱密度与有效散射距离则没有明显的相关性,说明点源附近的星际尘埃与银河系的尘埃盘没有必然联系。我们还估算了两颗特殊的X射线脉冲星Vela X-1和GX 301-2附近的星风结构以及密度等。最后我们提出用X射线暂现源的晕来研究星际尘埃的立体结构,用更高角分辨率的X射线散射晕来研究点源附近星际尘埃的分布,甚至是星风的结构,以及利用点源附近的尘埃柱密度的统计分布来验证大质量恒星不经过超新星爆发而直接塌缩形成黑洞的可能性。
论文目录:
第1章 引言
1.1 星际尘埃散射的介绍
1.2 研究星际尘埃的科学意义和科学目标
1.3 X射线晕研究的历史和现状
1.4 Chandra卫星介绍
1.4.1 总体结构
1.4.2 Chandra的一些科学成果
1.4.3 ACIS: Advanced CCD Imaging Spectrometer
1.4.3.1 空间分辨率和能量分辨率
1.4.3.2 TE模式和CC模式
1.4.3.3 堆积效应–pileup
1.4.4 HETG: Chandra High Energy Transmission Grating
1.4.5 Chandra的数据处理软件
1.4.5.1 ciao
1.4.5.2 Sherpa
1.4.5.3 ChaRT
1.5 本论文内容安排
第2章 从Chandra数据中重建晕的方法
2.1 图像重建算法介绍
2.2 用MARX程序模拟的结果
2.2.1 MARX软件介绍
2.2.2 MARX模拟时设定的参数和数据生成
2.2.3 MARX模拟的结果
2.2.3.1 从TE模式的数据重建晕的形状
2.2.3.2 从CC模式中重建晕的形状
2.3 Chandra卫星的点扩展函数的来源
第3章 星际尘埃的空间分布
3.1 Cygnus X-1的晕的流强与能量的关系
3.1.1 Cygnus X-1的介绍
3.1.2 Cygnus X-1的晕的径向分布
3.1.3 晕的相对流强与能量的关系
3.2 数据来源与介绍
3.3 晕的流强的投影分布和径向分布
3.3.1 HETG/ACIS的TE模式的数据处理过程
3.3.2 HETG/ACIS的CC模式的数据处理过程
3.4 用模型拟合晕的径向分布
3.4.1 尘埃模型介绍
3.4.1.1 MRN模型
3.4.1.2 WD01模型介绍
3.4.2 拟合过程介绍
3.5 能谱拟合
3.6 星际尘埃的空间分布的讨论
3.6.1 LMC X-1
3.6.2 Cygnus X-1 and Cygnus X-3
3.6.3 GX 13+1
3.6.4 GX 301-2 and Vela X-1
第4章 等效氢的柱密度
4.1 吸收氢的柱密度和散射氢的柱密度的关系
4.2 散射氢的柱密度与源的银纬的关系
4.3 晕的相对强度和等效氢柱密度的关系
4.4 是分子云的证据吗?
4.5 Vela X-1中中子星吸积星风的密度和尺寸
4.6 GX 301-2的星风的质量损失率
第5章 高角分辨的晕的其它作用
5.1 利用X射线暂现源研究星际尘埃的立体结构
5.2 研究源附近的尘埃分布
5.3 利用X射线晕研究黑洞和中子星的形成
结论
参考文献
致谢及声明
附录A 计算投影矩阵的IDL代码
个人简历、在学期间发表的学术论文与研究成果
发布时间: 2006-06-29
相关论文
- [1].X射线天体物理数据分析与实验研究[D]. 金颖康.清华大学2007
- [2].宇宙学常数、广义快子场、时空不等式和宇宙加速膨胀[D]. 杨荣佳.清华大学2008
- [3].黑洞高能辐射的观测与研究[D]. 冯骅.清华大学2005
- [4].蓝离散星的双星形成机制[D]. 陈雪飞.中国科学院研究生院（云南天文台）2005
- [5].Blazar天体统一与演化的研究[D]. 刘洪涛.中国科学院研究生院（云南天文台）2005
- [6].Blazars的快速光变、周期光变与演化研究[D]. 马力.中国科学院研究生院（云南天文台）2005
- [7].高维宇宙学模型与暗能量[D]. 徐立昕.大连理工大学2006
- [8].Phantom宇宙学和引力反作用[D]. 吴普训.湖南师范大学2006
- [9].共生星的理论研究[D]. 吕国梁.中国科学院研究生院（云南天文台）2006
- [10].AGN的多波段性质与演化研究[D]. 戴宏.中国科学院研究生院（云南天文台）2006