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星海微萤

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日志

 
 

NGC 2244 的星族和结构(Wang 等人 2008)(上)  

2012-02-20 08:45:05|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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The Astrophysical Journal, 675: 464-490, 2008 March 1

= arXiv:0711.2024v2 [astro-ph] 14 Nov 2007

玫瑰恒星形成复合体的CHANDRA研究.

I. 年轻疏散星团NGC 2244的星族和结构

A CHANDRA STUDY OF THE ROSETTE STAR-FORMING COMPLEX. I. THE STELLAR POPULATION AND STRUCTURE OF THE YOUNG OPEN CLUSTER NGC 2244

Junfeng Wang1, Leisa K. Townsley1, Eric D. Feigelson1, Patrick S. Broos1, Konstantin V. Getman1, Carlos G. Román-Zúniga2,3, Elizabeth Lada3

1 Department of Astronomy and Astrophysics, Pennsylvania State University, University Park, PA 16802; jwang@astro.psu.edu.

2 Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA 02138.

3 Department of Astronomy, University of Florida, Gainesville, FL 32611.

Received 2007 April 16; accepted 2007 November 8

摘要

我们给出了对NGC 2244的首次使用Chandra所做的高空间分辨率X射线研究的结果,这个星团的年龄为2 Myr,位于玫瑰星云中。检测到的X射线源超过900颗;77 % 具有光学的或FLAMINGOS近红外的恒星对应体,并且大多数是以前未列入星表的年轻的星团成员。这一X射线选的星族估计在0.53 M之间是几乎完整的。在我们的分析中显现出来了若干更进一步的结果:(1X射线光度函数和相应的K波段光度函数表明NGC 2244具有正常的Salpeter初始质量函数。这与早些时候的一些光学研究工作所报告的头重初始质量函数不符,这些研究工作对于 < 4 M的恒星未作很好的普查。通过把NGC2244与猎户星云星团两者的X射线光度函数作比较,我们估计在NGC 2244中总共有 ~ 2000颗恒星。(2)这些X射线星的空间分布强烈地集中在中央的O5型星HD 46150周围。另一颗早O型星HD 46223周围则没有几颗相伴的恒星。这个星团的径向密度轮廓展示出两种特别的结构:在HD 46150周围的幂律尖端延伸到0.7 pc远,环绕在四周的等温球向外一直延伸到4 pc远,核半径则为1.2 pc 。这种双结构,再加上不存在质量分层,表明了这个年龄为2 Myr的星团并没有达到动力学平衡。(3X射线选星团成员中具有因内层的原行星盘造成的K波段色余的,所占的比例为6 % ,略低于FLAMINGOS研究工作中根据近红外选样本估计的盘所占的10 % 比例。(424颗早于B4型的恒星的X射线光度证实了长期有争议的关系 log(LX/Lbol) ~ -7 。玫瑰星云中OB型星的X射线谱是软的,并与大质量单星内层星风中的小尺度激波标准模型一致。

 

主题词头:星际介质:个例(玫瑰星云) 疏散星团和星协:个例(NGC 2244 恒星:形成 恒星:光度函数,质量函数 恒星:主序前 X射线:恒星

1. 引言

I类原恒星到零龄主序(ZAMS)星的演化过程中,一些初期恒星体已经被用X射线加以证认,这是由于它们与银河系中的年老星族相比X射线发射大为提高(见FeigelsonMontmerle 1999FavataMicela 2003Feigelson等人2007的评论)。对于一些众所周知的银河系恒星形成区(例如,Chandra猎户超深空计划,下称COUPGetman等人2005bRCW 38Wolk等人2006;仙王BGetman等人2006)、较远的分子云和HII区复合体(例如,NGC 6334Ezoe等人2006NGC 6357Wang等人2007M16Linsky等人2007M17Broos等人2007)、银心(例如,拱弧星团和五合星团,Wang等人2006Muno等人2006)以及河外恒星形成区(例如,剑鱼30Townsley等人2006a2006b)的高空间分辨率Chandra观测已经大大地提高了我们对这些区域中恒星形成过程的认识。

此外,这些研究工作还证明了用X射线波段研究恒星形成的独特的能力。除了那些高能的现象以外,还有那些与年轻星团有关的新的信息,诸如总体情况、成员性和恒星形成环境等,都可以通过把X射线检测结果与由更长波段的研究工作得到的结果结合起来获得。例如,虽然X射线选样本包含了非常小比例的河外源和银河系场星,但是具有光学和红外(IR)对应体的X射线源大多数是星团的成员。这与光学和红外图像中非成员的高百分比正相反,在那些图像中,除了那些具有大质量尘埃盘的源之外,各颗恒星的成员性一般必须用分光方法来确定。在较远的大质量恒星形成区初始质量函数(IMFKroupa 2002, 2004)的研究工作中,传统的光学测量受到很大的红化以及成员性不明的明显阻碍。与大质量星相比,小质量的主序前(PMS)星族在观测上远为困难得多,因而也远为难以估算。在过去,Ha 发射通常被用来作为年轻性和成员性的标志。然而,除了由HII区中普遍存在的明亮Ha 星云造成的观测上的难题以外,这种发射本身需要在原行星盘中存在吸积活动(Muzerolle等人1998, 2001),因此易受盘的演化进程的影响。

长期以来一直认为,X射线发射能够规避这些问题,并且对于判明年轻星团中的主序前成员非常有效(FeigelsonMontmerle 1999)。现代的像ChandraXMM-NewtonX射线观测卫星使得根据X射线发射识别出数百颗星团的成员成为可能。在本文以及后续的几篇论文中,我们将报告用Chandra对一个众所周知的恒星形成复合体所做的研究工作的结果,而这里,则集中于对小质量的星团成员所做的新的普查,以及从X射线的角度所取得的对初始质量函数的新的认识。

玫瑰恒星形成复合体位于英仙旋臂中的一个很大的恒星形成场所内,它为研究星团的相继形成提供了一个理想的检验台,这是因为它在形态结构上有着很为有利的取向,它由一个位于巨分子云边缘的正在膨胀的泡状HII区组成,其取向恰垂直于视线。对于这一众所周知并且重要的恒星形成区过去和现在研究状况的全面的评论,可见Townsley等人(2003,下称T03)和Román-ZúnigaLada2008)的论文。这里我们扼要地叙述一些与本文最有关系的情况。

玫瑰星云(= Sharpless 275 = W16 = NGC 2237 2239NGC 2244NGC 2246)是位于玫瑰分子云(RMC)顶端的一个很大的HII区。在射电和光学的图像上,它都呈现为一种突出的环状的形态,一个由起着电离作用的年轻恒星组成的星团位于中央的空洞中(Celnik 1985T03)。大尺度的IRAS数据(Cox等人1990)和CO发射图(Heyer等人2006)清楚地呈现出类似环状的形态,一直延伸到分子云中(图1a)。

玫瑰分子云是一个拉长的巨分子云,向玫瑰星云的东南方向延伸,气体和尘埃的质量为 ~ 105 MBlitzThaddeus 1980)。用中红外和射电作的多波段观测结果表明,在玫瑰分子云中有团块化结构(WilliamsBlitz 1998)。通过近红外成像巡天,已在其中几个密度最高的地方发现存在嵌埋星团(PhelpsLada 1997Román-Zúniga et al. 2005, 2008)。图1a证明,在PhelpsLada1997)的红外星团与出现CO发射峰值的团块之间存在着联系。LadaLada2003)已根据一些系统性的和协同的巡天结果(例如,Lada 1992)证明,嵌埋星团在物理上与分子云中质量最大、密度最高的一些气核有着联系。

 

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图1. a左图)玫瑰恒星形成复合体的12CO J = 1 0发射大尺度(~ 2° × 1.5°)图,取自Heyer等人(2006)。可见多个ACIS视场(几个多边形)和NGC 2244星团的范围()。玫瑰分子云中的一些嵌埋星团用方框标出,并标注上PhelpsLada1997)的序号。   (b右图)玫瑰星云的 45'× 45'DSS2 R波段图像。视场中所有已知属于NGC2244星团的O型星(T03,表6)都用圆圈标出。四颗用方框标出的恒星是:麒麟V578,是一颗食双星;HH 1,是一颗恒星的微喷流;ACIS 919,是一颗候选的大质量星;视星等最亮的恒星HD 46241K0 V型星),是一颗前景星。这些天体在正文中都将作进一步描述。

 

X射线波段,以前对玫瑰复合体的成像研究受到低空间分辨率的阻碍。早期用Einstein观测卫星作的研究在星云中心检测到几颗O型星和延展的 ~ 2 keV X射线发射(Leahy 1985)。Berghofer & Christian2002)考虑了这个星团中具有X射线发射的小质量主序前星的累积作用,并得出结论认为ROSAT所看到的看起来弥散的发射可以用一些不可分辨的点源来解释。Chen等人(2004)分析了同一组ROSAT数据并把那些最亮的X射线源认为是大质量星、活动金牛T型星和前景星。Gregorio-Hetem等人(1998)研究了ROSAT对玫瑰分子云的一次观测的结果,报告了一些很暗的与金牛T型星和Herbig AeBeHAeBe)型星有联系的X射线点源以及一些由不可分辨的嵌埋小质量星团造成的X射线“热斑”。在T03中,给出了这一大质量恒星形成区的第一幅高分辨率Chandra X射线拼接图像,并在HII区中检测到光度为LX = ~ 6 × 1032 ergs s -1的弥散软X射线等离子体(kT = ~ 0.06 = ~ 0.8 keV)。这些等离子体被认为是O型星的快速星风和不可分辨的金牛T型星合在一起造成的。

对玫瑰HII区起着激励作用的那些年轻恒星是大质量疏散星团NGC 2244的成员。图1b展示了一幅这个区域的数字巡天(DSS)图像(59'× 59'),其中几颗亮星和令人感兴趣的天体作了标记。尽管在这幅光学的图像中恒星看上去聚度很低,但NGC 2244拥有 ~ 30颗从O4 V型到B3 V型之间的早型星(T03中表6),它们的星团成员性因有很深的测光研究结果以及自行数据和分光观测结果而很可靠(Verschueren 1991ParkSung 2002)。在2 kpc以内,除了RCW 38Wolk等人2006)和M17Broos等人2007),不再有任何其他的已知大质量年轻星团能像这么富。根据光学研究的结果,主序前成员在很大程度上尚属未知;只有少数Ha 发射体已被识别为年轻主序前成员(ParkSung 2002LiRector 2004)。BerghoferChristian2002)给出了138颗选自ROSATPSPC(位置敏感比例计数器)和HRI(高分辨率成像仪)检测结果的源。这些源虽然尚不是全部,但它们展示了一些以前未知的直到K光谱型的主序前星。

NGC 2244的距离已经在许多目视测光研究中测量过,其范围在1.41.7 kpc之间。Hensberge等人使用一种新颖的Fourier谱解缠方法导出到食双星成员麒麟V578的距离为1.39 ± 0.1 kpcParkSung2002)估计的主序(MS)转出点年龄为1.9 Myr,与由麒麟V578推断的年龄2.3 ± 0.2 Myr相一致(Hensberge等人2000)。这使得NGC 2244成为在更大范围的麒麟OB2星协中最年轻的星团(Hensberge等人2000)。在我们的全部研究工作中,我们采用的NGC 2244的距离为1.4 kpc,星团年龄为2 Myr;这两个数据与T03中的相一致。请注意,最近另有一些研究人员曾使用过d = 1.6 kpc这个更大一些的距离数值(ParkSung 2002Román-Zúniga等人2008)。这一距离上的差异对我们导出的X射线光度(log LX)影响仅为0.1 dex。在距离1.4 kpc处,1'对应于0.4 pc

T03论文专注于研究玫瑰HII区中的弥漫X射线辐射相反,我们在这里给出的是一次对玫瑰复合体中X射线点源研究的结果,这一研究以T03数据以及新的75 ks Chandra观测结果为基础,新的观测区域的中心在NGC 2244。我们的拼接的Chandra天区视场(FOV)由图1a中的多边形勾画出来。我们把我们的研究结果分为天体物理学上侧重点有所不同的四篇论文。在本文(文I)中,我们报告NGC 2244星团和玫瑰HII区的Chandra观测结果,并对这一年轻星族作细致的研究。在文IIJ. Wang等人2008a,撰写中)中,我们描述玫瑰分子云中那些嵌埋星团的Chandra观测结果,其目的是按顺序的方式研究星团的信息,并检验优先形成小质量星嵌埋星团的一些分子云团块在分子云中是否起着恒星形成基本构件的作用。Chandra天区的最西部,原意是用来研究恒星的触发形成和对NGC 2244的一个孪生星团作X射线检测(Li 2005Román-Zú?iga 等人2008)的,这些研究结果将在文III中给出(J. Wang等人2008b,撰写中)。对于这一HII区中弥漫X射线发射的细致分析,将出现在文IV中(L. Townsley等人2008,撰写中)。

新的中红外观测结果也增进了我们对玫瑰复合体的认识。已报告的有Spitzer太空望远镜的对NGC 2244的一次很浅的巡天(Balog等人2007),另有对NGC 2244中一些Chandra星的盘发射的一次很深的Spitzer巡天正在进行中(首席研究员:Bouwman)。再加上玫瑰分子云中大质量气核的Spitzer 多波段成像光度计(MIPS)巡天(首席研究员:Bonnell)以及一个新的Spitzer观测项目(首席研究员:Rieke),实际上整个星云和分子云都将被完整地勘查一遍。

本文的组织如下。首先,在第2节里,我们描述Chandra的观测结果和数据归算。在第3节里,我们把X射线源与光学和红外对应体进行证认,并利用星族合成模型和河外X射线源的log N - log S分布通过模拟对污染天体所占的比例进行评估。第4节专注于NGC 2244的整体特性,例如像X射线光度函数(XLF)、初始质量函数、K波段光度函数、空间结构、质量分层以及检测到X射线的恒星中具有K波段色余的盘所占的比例。我们在第5节中给出所搜集到的一些感兴趣的X射线源的特性,最后在第6节中作一总结。

2. Chandra的观测结果和数据归算

对玫瑰复合体的观测使用Chandra的新式CCD成像分光仪(ACIS-I)的成像阵进行。ACIS-I的视场沿某个单一指向是17'× 17',而观测被设计成一种拼接的形式,以便对这个电离星团以最好的方式成像,获得光致电离气体与冷的中性物质之间的界面,进入高密度的分子云,并对最近报告的次团进行研究。正如表1中所示,全部观测包括20011月的四次 ~ 20 ks ACIS-I快照(T03,图2)、20041月一次中心在NGC 2244O5型恒星HD 46150的很深的75 ks ACIS-I成像(图2a)以及2007年一次指向NGC 2244的孪生星团的20 ks ACIS-I观测(Li 2005)。图像拼接后的范围为玫瑰星云和玫瑰分子云中的一个 ~ 1° × 0.25° 的天区。除了ObsID 3750ObsID 8454采用“甚暗弱”模式(5像素 ×  5像素事件岛)以外,其余所有的图像都采用标准的“时控事件、暗弱”模式拍摄,事件岛为 3 像素 ×  3 像素。

 

1. Chandra的观测记录

 

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 注:赤经的单位是时、分、秒,而赤纬的单位是度、角分、角秒。曝光时间是在数据归算过程中应用了各种滤光步骤后的净可用时间。瞄准点和滚动角由应用天体测量改正之前的卫星状态解得到。

a 观测模式:F = 暗弱;VF = 甚暗弱。

 

我们遵循T03Wang等人(2007)和Broos等人(2007)所述的同样的定制化数据归算和源提取方法。一级数据的处理过程在T03的附录B中详细给出;在那一次研究工作中使用的同一组归算后的数据(玫瑰天区1 4),在扩充了按照T03的方法归算的深度观测数据(玫瑰星云、NGC 2244)以后,在这里被用于进一步的分析。由于具有略为不同的滚动角,我们把ObsID1874的数据重新投影后再把它们与ObsID 3750天区合并在一起。图2a给出了合并后的NGC 224494 ks ACIS图像,其上覆盖了源提取区域(详见下文)。可以看到许多点源;这在平滑化的X射线复合图像(图2b)中被进一步地显示出来,这幅图像中是用Chandra观测结果交互分析(CIAO)中的工具csmooth建立的并合后的天区(Ebeling等人2006)。在图2c中,突出了在DSS光学图像的背景上弥漫的软发射的存在,这些弥漫的X射线辐射在那里很好地填补了HII区的空洞。这一成分将在文IV中讨论。

2.1. 源的发现和光子事件的提取

为了识别X射线点源,我们首先使用各种不同的方法和判据,包括图像重构和直观检查,把大量的候选源聚集在一起。在由ObsID 1874ObsID 3750合并而成的天区中搜索NGC 2244的源。对于每一个ACIS天区,用四种不同的像素分组尺度(每一天空像素的4倍、~ 2倍、1倍和0.5倍),按软X射线波段(0.5 2 keV)、硬X射线波段(2 7 keV)和全X射线波段(0.5 7 keV),建立12幅不同的图像。对上述每一幅图像运行wavdetect程序(Freeman等人2002),其中小波尺度由116842像素,步长为 (分别对应于四种不同的像素分组尺度),源的显著性阈为  10 -5(它非常敏感,但允许有某些虚假的源被误认)。把由此所得的12份源的名单合并,其中由分辨率最高的图像得到的源的位置予以保留,从而产生一份单一的候选源名单。

为了获取在目标点周围的位置处亚角秒点扩散函数(PSF)的有利条件,我们应用一种亚像素的定位程序(Mori等人2001),改进天区里面部分的空间分辨率。对于ObsID 3750,在HD46150周围的中央50"× 50" 范围内(图3),用Lucy-Richardson最大似然算法(Lucy 1974)进行图像重构(最大似然图像重构的例子可以在Townsley等人2006aWang等人2007中找到)。由图像重构,有十八个额外的候选源增加到了源的名单中。还使用csmooth在三种能带建立了自适应核平滑流量图像,帮助用直观方法识别额外的暗弱潜在源。然后把由所有的ObsID(除了最新观测的ObsID 8454)得到的源的名单合并,构成一份候检主名单。

 

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图 2. a左图)由ObsID 1874ObsID 3750合并得到的NGC 2244星团94 ks ACIS-I5图像(用两个17'× 17'的方框围出),采用归算分辨率(按2像素分组)。两幅ObsID具有略为不同的滚动角。(b右上图)由csmooth 产生的并合天区的X射线复合图像。蓝色的强度与软X射线(0.5 — 2 keV)发射成比例,绿色的强度与硬X射线(2 7 keV)发射成比例。(c右下图)与(b)同,但比例关系强调了软弥漫发射,而红色的强度与DSS R波段光学发射成比例。

 

上述源的发现过程导致了在五幅ObsID上总共识别出1452个潜在源(略去最西边的天区ObsID 8454)。对潜在X射线源的初步的事件提取用我们定制化的IDL脚本ACIS Extract 43.98版本,下称AEBroos等人2002)进行。由AE计算得到被提取事件仅由局部背景中的Poisson起伏所造成的概率PB ,使用这一概率,并计及在远离轴的位置处点扩散函数所具有的很大扭曲以及背景的空间变化情况,源的有效性就可以用统计方法加以评估。在仔细地复查所有候选源的净计数分布和红外对应体频度之后,我们剔除了PB > 0.014的源,即那些具有1.4 % 或更高似然率的源是一次背景起伏。修正以后的源的名单包含1314颗有效的源。

 


       4 可由http://www.astro.psu.edu /xray/docs/TARA/ae_users_guide.html得到。
 

 

因为我们的数据分析涉及到Chandra的多次观测结果,为了方便和避免源的名称重复,我们依据位置把X射线点源划分为NGC 2244的源和玫瑰分子云的源。按照NGC2244中二微米全天巡天(2MASS)源的恒星密度分布(Li 2005)、CO发射图(Williams等人1995Heyer等人2006)、IRAS 60 m m发射(Cox等人1990)以及射电连续谱(Celnik 1985),我们把距星团中心位置(R.A. = 06h31m59.9sdecl. = +04°55'36"20' 之内的所有X射线源看作潜在的NGC 2244源。这在图1中用一个大圆圈标出。由此得出的星团范围与通过对250万颗恒星的全天编制星表(Kharchenko等人2005)作系统性研究确定的这个大质量疏散星团的大小相一致。我们提请读者注意,这里的划分界限不是排他的;对于位于东侧HII区和分子云之间的界面处以及西侧主星团NGC 2244和次星团NGC 2237之间的源,肯定对严格的物理联系存在岐见。在本文(文I)中,我们把注意力集中在位于NGC 2244星团区域(定义如上)中的总共919颗源上;其余的源在文II和文III中给出 5

 


      5 位于ObsID 1875中并且列在这里的表2和表3中的源有少量将在文II中于玫瑰分子云中的源一起作科学上的讨论。为了避免混淆,它们将不在玫瑰分子云的源的表中列出,但我们在文II中将把这些源单独列出,以便在这两篇论文之间取得一致。

 

 

 

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3. O5 V型星HD 46150周围的中央30? ? 30? 区域ACIS未分组图像(左上图)、重构图像(右上图)、Ha 图像(左下图)和2MASS Ks图像(右下图)。通过Chandra的观测,在距中心恒星5? 范围内被分辨出了几颗新的源。

 

919颗有效的源被分列在805颗高度可靠的源的主表(PB < 0.001;表2)和114PB ≥ 0.001的很可能属于虚假的背景起伏的暂定源的副表(表3)中。表2和表3的格式与Townsley等人(2006a)、Wang等人(2007)以及Broos等人(2007)中表1和表2的格式完全相同。对表中各栏的详细描述在表的附注中给出。

2.2 源的光变

主序前星最值得注意的特征之一是在X射线波段的耀发,而已经报告过若干主序前星有过几次不寻常地强大的X射线耀发(例如,Imanishi等人2001Grosso等人2004Favata等人2005Getman等人2006Wang等人2007Broos等人2007)。用AE对每次观测的结果作Kolmogorov-SmirnovK-S)检验,把源事件到达次数与一个均匀的光变曲线模型的源事件到达次数作比较,以评估在那次观测中X射线光变曲线有无变化。有78颗源显示出显著的光变[表2和表3的栏(15)中P K-S < 0.005],而且其中的14颗源净计数超过200。这些源中有六个具有变化很大的光变曲线,图4中给出了这些计数超过500的源。

 

2. Chandra主星表:基本源的特性

 

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注:这里列出前五颗源以及图1中所示的一些感兴趣的源,以便于读者了解该表的格式和内容。栏(1):X射线星表序号,按赤经排列。栏(2):IAU名称。栏(3)和(4):J2000.0历元赤经和赤纬。栏(5):估计的位置误差随机分量1s ,按(提取区域内PSF的标准差)/(提取的计数数量)1/ 2计算。栏(6):轴偏角。栏(7)和(8):估计的在全能带(0.5 8 keV)提取的净计数和栏(7)的上、下1s 误差平均值。栏(9):提取的背景计数(全能带)。栏(10):估计的在硬能带(2 8 keV)提取的净计数。栏(11):包含在提取区域中的PSF所占比例(在1.497 keV处)。请注意,很低的PSF所占比例(显著低于90 %)也许表明相应的源处在一个密集的区域中。栏(12):按(净计数)/(净计数的上误差)计算的测光显著性。栏(13):提取的计数(全能带)仅来自背景的对数概率。某些源的PB值超过定义这份星表的阈值1 %是因为在一些源从星表中剔除之后在最后的提取迭代中局部背景估计将会升高。栏(14):源反常:g = 源在一个检测器上所占的时间比例(mkarf所给出的FRACEXPO< 0.9e = 位于视场边缘的源;p = 堆叠在一起的源;s = 位于读出条上的源。栏(15):根据K-S统计得出的光变特性描述(全能带):a = 无光变迹象(0.05 < P K-S);b = 可能有光变(0.005 < P K-S < 0.05);c = 肯定有光变(P K-S < 0.005)。对于少于4次计数的源或位于芯片空隙或视场边缘处的源没有给出相应数值。栏(16):有效曝光时间:假定源本来在轴上观测为了得到所给出的计数次数所需的近似时间。栏(17):做过背景改正后的中位光子能量(全能带)。表2完整地发表在《Astrophysical Journal》的电子版中。这里给出的是部分条目,以供对其格式和内容有所了解。

 

由于我们的玫瑰复合体观测结果大多数持续时间较短(20 ks),因而几乎没有一次耀发能完整地观测到。然而,ObsID 375075 ks长,它完整地捕捉到了源634的一次巨大耀发(平均光度log Lt,c = 31.3 ergs s -1)。在耀发峰值期间的计数率达到宁静水平的 ~ 100倍。估计的峰值光度为log Lt,c = 32.3 ergs s -1。这次耀发的形状是不对称的,上升阶段为 ~ 1.5小时,衰减阶段为4小时,类似于在COUP年轻恒星中常见的快速上升和缓慢地衰减的X射线耀发(Favata等人2005)。它的红外对应体(第3节)没有展示出K波段色余,而且颜色和星等都与金牛T型星一致。X射线谱非常硬(kT ~ 7 keV)。在源691中看到不同强度的多次耀发。源919仅被20 ks的观测结果覆盖,但它展现了一次“平顶”耀发,其特征是迅速地从低流量上升到高流量并保持高流量水平不变。

2.3. 谱拟合

对于测光显著性Signif > 2.0[表2和表3中的栏(12)]的较亮的源,提取的谱被用单温度和双温度APEC热等离子体(Smith等人2001)以及受制于星际物质吸收柱(NH)的幂律模型拟合,这些拟合的软件取自XSPEC 软件包(版本12.2.1apArnaud 1996),依据由AE得到的源谱、背景谱、辅助响应函数(ARF)和重分布矩阵函数(RMF)进行拟合。用最大似然法(Cash 1979)得到最佳拟合模型。在由AE完成的自动拟合中,假定丰度为0.3 Z

 


        http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/software/lheasoft/xanadu/xspec

 

 

 

3. Chandra副星表:暂定源的特性

 

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 注:栏(
1):X射线星表序号,按赤经排列。栏(2):IAU名称。栏(3)和(4):J2000.0历元赤经和赤纬。栏(5):估计的位置误差随机分量1s ,按(提取区域内PSF的标准差)/(提取的计数数量)1/ 2计算。栏(6):轴偏角。栏(7)和(8):估计的在全能带(0.5 8 keV)提取的净计数和栏(7)的上、下1s 误差平均值。栏(9):提取的背景计数(全能带)。栏(10):估计的在硬能带(2 8 keV)提取的净计数。栏(11):包含在提取区域中的PSF所占比例(在1.497 keV处)。请注意,很低的PSF所占比例(显著低于90 %)也许表明相应的源处在一个密集的区域中。栏(12):按(净计数)/(净计数的上误差)计算的测光显著性。栏(13):提取的计数(全能带)仅来自背景的对数概率。某些源的PB值超过定义这份星表的阈值1 %是因为在一些源从星表中剔除之后在最后的提取迭代中局部背景估计将会升高。栏(14):源反常:g = 源在一个检测器上所占的时间比例(mkarf所给出的FRACEXPO< 0.9e = 位于视场边缘的源;p = 堆叠在一起的源;s = 位于读出条上的源。栏(15):根据K-S统计得出的光变特性描述(全能带):a = 无光变迹象(0.05 < P  K-S);b = 可能有光变(0.005 < P K-S < 0.05);c = 肯定有光变(P K-S < 0.005)。对于少于4次计数的源或位于芯片空隙或视场边缘处的源没有给出相应数值。栏(16):有效曝光时间:假定源本来在轴上观测为了得到所给出的计数次数所需的近似时间。栏(17):做过背景改正后的中位光子能量(全能带)。表3完整地发表在《Astrophysical Journal》的电子版表中。这里给出的是部分条目以供对其格式和内容有所了解。

 

一般地说,与有约束的拟合相比,我们更喜欢采用无约束的拟合(包括幂律拟合)。单温度热等离子体APEC模型是谱拟合中使用的默认模型。对于亮于100次计数的源,如果单温度热等离子体模型不能很好地拟合数据,那么就调用双温度热等离子体模型或可变丰度VAPEC热等离子体模型。如果幂律模型能比热模型更充分地表达数据(直观或用改进的统计方法),或者热模型需要非物理参数(例如,kT >> 15 keV),那就采用幂律模型。请注意,不应该使用采用的模型来推断源的性质;一颗用幂律最佳拟合的源并不一定是活动星系核(AGN)。对于许多需要非常硬的热等离子体并被识别为已知恒星对应体或者呈现出耀发光变曲线从而意味着是主序前星的源,我们把等离子体温度截断在kT = 15 keV处并采用热等离子体模型。当没有任何模型能符合要求时,我们在热模型中固定住参数kT = 2 keV,这对于年轻主序前星来说是典型值(Getman等人2005bPreibisch等人2005),然后对吸收柱密度NH和归一化参数作拟合。这一天区中最亮的源是O型星HD 46150ACIS 373),它在94 ks曝光中有3588ACIS计数,或者说每帧CCD 0.12次计数的计数率。这尚未亮得足以造成单帧CCD中的多光子事件从而使我们的谱拟合变得很差;因此,对光子堆积没有作应有的改正(Townsley等人2002)。

 

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4. 超过500次计数且具有显著光变(P K-S  0.005)的源的光变曲线。标出了ACIS序号和分组大小。

 

630Signif 2.0的源的谱分析结果在表4588颗源;热等离子体拟合)和表542颗源;幂律拟合)中给出。表的附注给出了对各栏的详细描述。最佳拟合吸收柱密度介于可忽略不计到log NH ~ 23.3 cm -2之间,相当于目视吸收AV ~ 120 magVuong等人2003)。温度介于kT = 0.2 keV到截止于kT = 15 keV处的最硬的源之间。观测到的总能带(0.5 8 keV)作了吸收改正后的光度范围可由谱模拟导出,为29.1 ergs s -1 32.4 ergs s -1。采用2 keV等离子体温度和平均AV = 1.5 mag的目视消光(log NH ~ 21.4 cm -2吸收柱),PIMMS 7 给出对表3中最暗弱的在轴检测估计的视总能带光度log Lt ~ 28.7 ergs s -1。整个NGC 2244观测的极限灵敏度的保守估计是log Lt ~ 29.4 ergs s -1,其中假定平均消光AV = 1.510次计数检测;准确的数值依赖于位置对轴的偏离和吸收。

 


       7  简便交互多任务模拟程序是供高能天体物理学家使用的软件,由Koji Mukai编写和维护。http:// heasarc.gsfc.nasa.gov/ docs/software/tools/pimms.html


 

4. 测光选源的X射线谱测量结果:热等离子体拟合

 

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注:表4完整地发表在《Astrophysical Journal》的电子板中。这里给出的是部分条目,以供对其格式和内容有所了解。

a 为方便起见,栏(1 栏(4)重复给出了表2中的源的识别号、净计数和测光显著性数据。

b 所有拟合使用XSPEC中的“wabs(apec)”模型,并假定丰度为0.3 ZImanishi等人2001Feigelson等人2002)。栏(5)和栏(6)给出柱密度和等离子体温度这两个参数的最佳拟合数值。栏(7)给出模型谱的发射测量结果,假定距离为1.4 kpc 。斜体的量值在拟合中被冻结。不确度以90 % 的置信区间给出。当不确度 < 0.1时,为避免很大的舍入误差,采用更多的有效数字;为一致起见,对于上、下两个不确度采用相同数量的有效数字。当XSPEC不能计算出这些量时,或者当它们的数值大得不能有效地约束参数时,不确度空缺。没有列出不确度的拟合结果应该被认为仅仅是为得到粗略的光度估计而对数据作的一种样条拟合;目前的参数值是不可靠的。

c 在栏(8)— 栏(12)中给出X射线光度:s = 软能带(0.5 2 keV);h = 硬能带(2 8 keV);总能带(0.5 8 keV)。作过吸收改正后的光度用下标c表示;当log NH > 22.5时,因为软能带的发射本来就无法测量,它们就被忽略不计。

d  2T表示使用双温模型。H表示拟合用手工完成,通常是因为自动拟合得出的结果没有物理意义。为方便读者,这里列出了一些众所周知的OB对应体的名称。

 

(原文引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)


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