毕业论文-星系团中的X射线辐射能谱
摘要
星系团是宇宙学研究中非常重要的天体，得到星系团的质量就可为研究星系团中暗物质的存在提供证据，其质量分布也是确定宇宙学参数的关键。一般情况下，星系团质量可通过分析星系团中的X射线能谱来获得，其主要方法是对X射线辐射的能谱进行拟合，就可以得到星系团中不同半径处团内介质的温度，密度分布，最后通过重力压强平衡可以得出质量。
本文是在前人的科研基础上，通过对perseus星系团不同半径处的X射线辐射进行能谱分析，用轫致辐射的机制成功拟合X射线辐射能谱，得出了团内介质的温度，密度分布，为进一步计算星系团质量奠定了基础。
关键词：星系团；X射线；能谱；chandra X射线卫星。
Abstract
Cluster of galaxies is very important in cosmology research object, get the cluster quality is to study the existence of dark matter in galaxy clusters provide evidence, its mass distribution was the key to determine the cosmological parameters. Under normal circumstances, the cluster of galaxies quality can be get through analysis the X-ray energy spectrum of the cluster, the main methods of X ray radiation energy spectrum is fitting, get clusters at different radius in the group within the medium temperature, density distribution, finally, quality of gravity pressure balance can be obtained.
This article is based on the predecessors' research, based on the X-ray radiation at different radius of the Perseus cluster energy spectrum analysis, fitting with bremsstrahlung mechanism success X ray radiation energy spectrum, the group within the medium temperature is obtained, density distribution, which laid a foundation for further calculating cluster quality.
Key words: cluster of galaxies; X-rays; Energy spectrum; Chandra X-ray satellites.
目 录
摘 要 ................................................................... I Abstract ................................................................ II 目 录 ................................................................. III 第1章 绪 论 .. (1)
§1.1 星系团 (1)
1.1.1 星系团的组成物质 ........................................... 1 1.1.2 星系团的分类 ............................................... 2 1.1.3 星系团的运动特征 ........................................... 3 §1.2 星系团研究的物理现象及其物理意义 . (4)
1.2.1 星系团中的x 射线辐射 ....................................... 4 1.2.2 通过X 射线观测确定星系团的质量 .. (5)
第2章 andra C h X 射线天文台 (6)
§2.1 andra C h X 射线天文台的构成 (6)
2.1.1 飞船 ....................................................... 6 2.1.2 X 射线望远镜 ................................................ 6 §2.2 卫星数据 ....................................................... 7 §2.3 数据简介 ....................................................... 7 第3章 数据处理流程及结果 .. (8)
§3.1 数据处理流程 (8)
3.1.1 采用SAOImage DS9获得能谱 .................................. 8 3.1.2 用sherpa 软件进行能谱拟合 ................................. 10 §3.2 数据结果整合 .. (13)
3.2.1 R 与kT ，norm 的关系 (13)
3.2.3 R 与133)]1()([norm ---n r n r 的关系 (13)
结 论 (14)
附 录 (15)
附录1 利CIAO 做出相关能谱 (15)
附录1.0 第1环能谱得出过程 ...................................... 15 附录2 利用sherpa 软件进行能谱拟合 . (16)
附录2.1 拟合第1环图像及数据 .................................... 16 附录2.2 背景的取法 . (21)
致 谢 .................................................................. 22 参考文献 . (23)
第1章绪论
§1.1 星系团
星系团相互之间有一定力学联系的，成百上千个星系集聚在一起组成的大型星系集团。其起源于宇宙原初运动的自引力塌缩，是目前宇宙中最大的自引力束缚系统，尺度为Mpc量级（1024cm），质量为1012~1015M⊙。
(图1.1 宇宙中的星系团)
1.1.1 星系团的组成物质
主要由星系，团内介质，暗物质组成，可分别通过光学，X射线和引力透镜等方法来观测和测定，其质量之比大约为1:5:50。
星系通常由几亿至上万亿颗恒星以及星际物质构成，空间尺度为几千至几十万光年的天体系统。到目前为止，人们已在宇宙观测到了约1,000亿个星系。它们中有的离我们较近，可以清楚地观测到它们的结构；有的非常遥远，目前所知最远的星系离我们有将近150亿光年。
每一个星系称为星系团的成员星系，宇宙中至少有85％的星系是各种星系群或星系团的成员，有时候把成员数目较少（ 100个）的星系团称为星系群。距离本星系群较近的一个星系团是室女座星系团，包含了超过2,500个星系。
团内介质星系形成之后，不束缚星系的原始的，再释放的气体。围绕和延伸在星系之间，有着稀薄的等离子，它们被认为具有宇宙纤维状结构，形成比宇宙的平均密度略为密集的区域，这些物质被称为星系际介质(IGM)。通常是被电离的氢，也就是包含等量的电子和质子的等离子。IGM的密度被认为是宇宙平均密度的10至100倍(每m3拥有10至100颗氢原子)。团内介质可由X射线卫星观测到，光度：1045erg/s；温度：T2?107-108K；密度：n≈10-4~10-2cm-3。
≈
暗物质指宇宙中那些自身不发射电磁波，也不与电磁波相互作用的物质，由不发光天体，晕物质，非重子中性粒子组成，即存在于宇宙中的不发光物质。通过引力透镜，
宇宙中大尺度结构形成，微波背景辐射等研究表明：我们目前所认知的宇宙大概只占全宇宙的4%，暗物质占了23%，暗能量占了73%。
宇宙演化形成的最大结构是星系团，按照等级结构形成理论，星系团的大小，质量直接同宇宙学参数（Λ
H）相关。据08年国外媒体报道，由多国科学家组成的小组
,
Ω,
借引力透镜发现迄今为止最大的暗物质结构，太空中横跨幅度为2.7亿光年，呈现十字架形状，是之前发现最大暗物质结构的3倍，也是银河系的2,000倍。
（图1.1.1 横跨幅度为2.7亿光年迄今为止最大的暗物质结构[1]）
1.1.2 星系团的分类
1.按成员数
目前已发现上万个星系团，平均而言，每个星系团内的成员数约为130个，距离远达70亿光年之外。在不同星系团内，成员星系的数目相差悬殊，但星系团的线直径最多相差一个数量级，平均直径约为5Mpc。
贫星系团成员星系数较少的小的星系团，如本星系群由银河系以及包括仙女星系在内的50个左右大小不等的星系组成。
富星系团成员星系数较多的大的星系团，如后发星系团有上千个比较明亮的成员星系，如果把一些暗星系也包括进去，总数可能上万。但像这一类范围大、星系众多的星系团是不多的。
2.按形态
研究发现，椭圆星系的比例与星系团的形态密切相关。根据不同星系团中各种类型的星系所占比例[2]，大致可将星系团分为规则星系团和不规则星系团两类。
规则星系团成员星系全部或几乎全部都是椭圆星系或透镜型星系，形状倾向于规则和对称，大致具有球对称的外形，又可以叫球状星系团，如后发星系团。往往有一个星系高度密集的中心区，团内常常包含有几千个成员星系，其中至少有1,000个的绝对
星等亮于-16等，近来发现这种星系团往往又是X射线源。
不规则星系团又称疏散星系团，椭圆星系所占的比例很小，星系团一般显示出不规则的形状，它们结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，例如武仙星系团。范围比较大的不规则星系团可以有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。不规则星系团总是各种类型星系的混合体，其中往往以暗星系占绝对优势，这也是与规则星系团的不同之处。它们的数目比规则星系团更多，大的不规则星系团的成员星系数多达 2,500个以上，小的只包含几十个甚至更少的成员星系，本星系群就属这一类。另外，就目前所知，只有少数不规则星系团发射X射线。
1.1.3 星系团的运动特征
星系团的运动特征可以从两个方面，即从整个团的视向运动和团内各成员星系间的随机性相对运动来认识。
视向运动星系团作为整体的视向速度同星系团的距离满足哈勃定律，即距离越远视向速度越大。例如较近的室女星系团离我们约19Mpc，视向速度为1,180km·s-1；而长蛇Ⅱ星系团离我们约有1,000Mpc，视向速度则高 60,000km·s-1。
（图1.1.3 星系团的大尺度移动[3]）
随机性相对运动一个星系团内不同成员星系间的相对运动情况可用速度弥散度来表示。一般说来，随着星系团范围的扩大和成员数的增加，速度弥散度也就越来越大。小星系团的速度弥散度约为250～500km·s-1，大星系团的速度弥散度高达2,000km·s-1。
星系团速度散度的研究具有重要的意义：一方面我们可以根据速度弥散度，利用维里定理来估算团内每个星系的平均质量。另一方面，研究星系团的内部运动又与探索星系团的稳定性问题密切相关，目前对这一问题有两种相反的看法：一种认为整个星系团的能量是负的，因而星系一种稳定的天体系统；另一种看法认为，星系团内成员星系的速度弥散度很大，整个系统的能量是正的，因此它们是不稳定的，整个团正处在膨胀，瓦解之中[4]。
§1.2 星系团研究的物理现象及其物理意义星系团形态及特征观测的三种方法：光学，射电，X射线。其中我们通过星系际热气体的X射线辐射，可以得到气体温度，密度分布，并依据温度与密度分布能够得出星系团的质量，为研究星系团中暗物质的存在提供证据。
通过X射线观测确定星系团的质量时，需要确定团内介质的温度和密度分布。而团内介质的温度和密度可以用能谱分析的办法得到。在本研究中我们分析了Perseus星系团内不同半径处X射线能谱，得到了温度和密度随半径的分布，为进一步计算质量奠定了基础。
（图1.2 观测图像：光学，射电，X射线[5]）
1.2.1 星系团中的x射线辐射
X射线是由高速电子撞击原子所产生的电磁波，是波长介于紫外线和γ射线间的电磁辐射，其波长约为（20～0.06）×10-8cm之间，由德国物理学家W.K.伦琴于1895年发现，故又称伦琴射线，具有很高的穿透本领。
许多星系团是明亮的X射线源，其中X射线辐射是由强引力势阱束缚住的高温气体发出的。星系团的气体质量可达发光星系总质量的3-5倍[6]。由于地球大气的阻碍，地面上很难观测到，直到20世纪40年代才开始利用高空气球探明了太阳的X射线辐射，太阳外的第一个X射线源是1962年探明的天蝎X-1。70年代发射了一系列装备有X射线针孔照相机，掠射X射线望远镜等仪器的天文卫星，尤其是高能天文台上天后，发现的X射线源已超过了1,000多。研究表明，它们实际上是不同种类的天体，除了太阳外，已证认出的有脉冲，脉冲双星，超新星遗迹，密近双星，X射线双星，X射线脉冲星，X 射线新星，塞佛特星系，类星体，星系团，黑洞等。但还有许多X射线源尚未得到光学认证。
轫致辐射根据经典电动力学，带电粒子作加速或减速运动时必然伴随电磁辐射，当带电粒子的加速度发生改变时会发出电磁辐射，这种辐射称为轫致辐射，加速度改变越大，轫致辐射光子能量越高。
星系团里的轫致辐射机制 高温气体里电子和质子在热运动中发生碰撞，质子和电子的复合释放出能量，电子逐步由高态变到低态则产生发射线。星系团中的X 射线辐射产生于轫致辐射。天文观测中，轫致辐射是很常见的辐射，一些X 射线源（如X 射线脉冲星，太阳耀斑）的辐射就属于轫致辐射。轫致辐射的一个重要特征是具有连续谱，其强度在很宽的频谱范围内变化缓慢，所以轫致辐射的X 射线谱往往是连续谱。
1.2.2 通过X 射线观测确定星系团的质量
通过X 射线观测我们可以得到星系团内气体的温度和密度分布，那么在球对称和流体静力学平衡方程的假设下，根据流体静力学平衡方程就能够计算星系团的引力质量（Fabricant et al.，1980)：
])
(ln )(ln [)(2tot dr
T d dr n d m G Tr k r M e p B +-=<μ
其中B K 是波尔兹曼常数，G 是引力常量，μ是以质子质量p m 为单位的平均分子量。对于完全电离的气体，在标准的宇宙金属丰度下，μ=0.6。此方法得到的是没有投影效应的质量，而引力透镜方法得到的是投影质量[5]。
第2章andra
C h X射线天文台
C h X射线天文台于1999年7月由美国NASA的哥伦比亚号航天飞机发射升空，
andra
卫星被放置在一个高椭率的椭圆轨道中。
C h X射线天文台[7]）
（图2 andra
§2.1 andra
C h X射线天文台的构成
2.1.1 飞船
与地面交流，提供能量，命令和数据管理，指向控制和方向确定。
2.1.2 X射线望远镜
主要科学仪器：
集高分辨率成图仪器（2/1
角秒）（HRMA）；
高新ccd成像能谱仪器（ACIS）；
高分辨率照相机（HRC）；
HETG；
LETG。
详细参数：
直径 1.2m
镜片4嵌套镜片
面积1100cm^2
焦距10m
镀膜r I镀膜
可科探测最高能量10keV
轴线分辨率0.5”
§2.2 卫星数据
CIAO（Chandra Interactive Analysis of Observations）是为andra
C h X射线天文台的用户需要设计的数据分析系统。因为是第一个拥有4维数据（2个空间，1个时间，1个能量）的卫星，而且每一维数据都有许多独立的元素，所以CIAO是被设计来处理N维数据的而不管分析的是哪一维数据。而且，除了少数andra
C h仪器的专用工具，CIAO是不依赖于卫星的。
§2.3 数据简介
Primary目录
acisf11716N002_evt2.fits
acisf11716_000N002_bpix1.fits
acisf11716_000N002_fov1.fits
acisf11716N002_cntr_img2.fits
acisf11716N002_cntr_img2.jpg
acisf11716N002_full_img2.fits
acisf11716N002_full_img2.jpg
Secondary 目录
acisf11716_000N002_msk1.fits
acisf371564623N002_pbk0.fits
第3章数据处理流程及结果
§3.1 数据处理流程
3.1.1 采用SAOImage DS9获得能谱
DS9获取星系团的X射线图像用DS9软件打开CIAO数据库中Primary目录下的“acisf11716N002_evt2.fits”文件。
（图3.1.1-1 星系团的X射线图像）
选取区域用DS9在图2.2.1中选取六个环区域及一个box背景如图3.1.1-1，保存为ciao，分别记作ds9_1.reg，ds9_2.reg，ds9_3.reg，ds9_4.reg，ds9_5.reg，ds9_6.reg，ds9_bkg.reg。如下图示：
（图3.1.1-2 ds9所做ccd上的圆环区域与背景）
利用CIAO做相关能谱分别对应于图3.1.1-2的六个环和一个box背景，用CIAO 中specextract程序处理下列区域数据：[软件流程图（UML图）和原程序清单见附录1] ds9_1.reg
ds9_2.reg
ds9_3.reg
ds9_4.reg
ds9_5.reg
ds9_6.reg
ds9_bkg.reg
然后在primary目录下得到如下能谱相关文件：
（图3.1.1-3 与能谱1相关文件）
3.1.2 用sherpa软件进行能谱拟合
第1环拟合图像及数据[软件流程图（UML图）和原程序清单见附录2]
（图3.1.2-1）
Degrees of freedom = 434
Reduced statistic = 1.10225
p1.kT 4.91598 keV 4.92±0.09 keV p1.norm 0.0197781 0.0198±0.0001
第2环拟合图像及数据
（图3.1.2-2）
Degrees of freedom = 458
Reduced statistic = 0.993849
p1.kT 3.92117 keV 3.92±0.11 keV p1.norm 0.0117106 0.0117±0.0001
（图3.1.2-3）Degrees of freedom = 456
Reduced statistic = 0.889563
p1.kT 3.51301 keV 3.51±0.07 keV p1.norm 0.0118585 0.0119±0.0001
第4环拟合图像及数据
（图3.1.2-4）Degrees of freedom = 457
Reduced statistic = 0.810505
p1.kT 3.47636 keV 3.48±0.09 keV p1.norm 0.0105093 0.0105±0.0001
（图3.1.2-5）Degrees of freedom = 448
Reduced statistic = 0.975602
p1.kT 3.23484 keV 3.23±0.08 keV p1.norm 0.0119331 0.0119±0.0001
第6环拟合图像及数据
（图3.1.2-6）Degrees of freedom = 445
Reduced statistic = 1.03244
p1.kT 3.34173 keV 3.34±0.07 keV p1.norm 0.0127865 0.0128±0.0001
§3.2 数据结果整合
3.2.1 R 与kT ，norm 的关系
第6环为最内层的环：# Region file format: CIAO version 1.0annulus(3:19:48.158,+41:30:42.33,0.574',0.984')
第6环的半径计算：①（3.034'-2.624'）/2=0.205’；②0.574'+0.205’=0.779’。
R 与kT 的关系图
（图3.2.1-1 R 与kT 关系）
R 与norm 的关系图
（图3.2.1-2 R 与norm 关系）
3.2.3 R 与133)]1()([norm ---n r n r 的关系
因为[8]，则由1
33)]
1()([norm ---n r n r e n ∝可得出下边一组数据： 环数(N) 半径（R ）/’ kT/kev
norm
Reduced statistic
1 2.829' 4.92±0.09 0.0198±0.0001 1.102250
2 2.419' 3.92±0.11 0.0117±0.0001 0.993849
3 2.009' 3.51±0.07 0.0119±0.0001 0.889563
4 1.599' 3.48±0.09 0.0105±0.0001 0.81050
5 5 1.189' 3.23±0.08 0.0119±0.0001 0.975602 6
0.779'
3.34±0.07 0.0128±0.0001
1.032440
半径（R ）/’ 133)]1()([norm ---n r n r
0.779'
2.10
根据数据画出R 与133)]1()([norm ---n r n r 关系图：
（图3.2.3）
结 论
1、对六个环能谱的拟合结果显示，Reduced statistic 都接近于1.，轫致辐射模型能很好地拟合观测到的能谱，说明星系团X 射线辐射产生于轫致辐射。
1.189' 1.35 1.599' 1.05
2.009' 0.84 2.419' 0.74 2.829'
0.71
2、图3.2.1-1得出，kT 随R 的分布，由里到外不断升高，其范围变化在3-5 keV 。
3、，则1
33)]1()([norm ---n r n r (
n o r m )也正比于电子密度e n ，又由图3.2得出，由里到外，R 不断增大，133)]1()([norm ---n r n r 不断下降，则e n 随R 增大也逐渐降低。 4、由以上2,3条结论可得出密度和温度的分布，故依据
])(l n )(l n [)(2t o t
dr
T d dr n d m G Tr k r M e p B +-=<μ可以进一步计算persues 星系团的质量。
附 录
附录1 利CIAO 做出相关能谱
附录1.0 第1环能谱得出过程 [第2,3,4,5,6环同1，略]
unix cat ds9_1.reg # Region file format: CIAO version 1.0
annulus(3:19:48.158,+41:30:42.33,2.624',3.034')
unix cat ds9_bkg.reg # Region file format: CIAO version 1.0
rotbox(3:19:46.472,+41:34:54.14,3.2472',1.6728',0)
unix cat pcad_asol1.lis
pcadf371565034N002_asol1.fits
unix punlearn specextract
unix pset specextract
infile="acisf11716N002_evt2.fits[sky=region(ds9_1.reg)]"
unix pset specextract outroot=ds9_1.reg
unix pset specextract
bkgfile="acisf11716N002_evt2.fits[sky=region(ds9_bkg.reg)]"
unix pset specextract asp=@pcad_asol1.lis
unix pset specextract pbkfile=acisf371564623N002_pbk0.fits
unix pset specextract mskfile=acisf11716_000N002_msk1.fits
unix pset specextract badpixfile=acisf11716_000N002_bpix1.fits
unix pset specextract weight=yes correct=no
unix pset specextract grouptype=NUM_CTS binspec=30
unix specextract
Source event file(s) (acisf11716N002_evt2.fits[sky=region(ds9_1.reg)]): Output directory path + root name for output files (ds9_1.reg):
Should response files be weighted? (yes):
Apply point source aperture correction to ARF? (no):
Combine ungrouped output spectra and responses? (no):
Background event file(s) (acisf11716N002_evt2.fits[sky=region(ds9_bkg.reg)]): Create background ARF and RMF? (yes):
Source aspect solution or histogram file(s) (@pcad_asol1.lis):
pbkfile input to mkwarf (acisf371564623N002_pbk0.fits):
mskfile input to mkwarf (acisf11716_000N002_msk1.fits):
Running: specextract
附录2 利用sherpa软件进行能谱拟合
附录2.1 拟合第1环图像及数据[第2,3,4,5,6环同1，略]
sherpa-1> load_pha("ds9_1.reg_grp.pi"） #这里使用ds9_bkg.reg作为第一环背景# sherpa-2> show_all()
sherpa-3> show_bkg()
sherpa-4> data_sum = calc_data_sum(id=1)
sherpa-5> print(data_sum)
156330.0
sherpa-6> data_cnt_rate = calc_data_sum()/get_exposure(id=1)
sherpa-7> print(data_cnt_rate)
3.94355941691
sherpa-8> bkg_sum = calc_data_sum(bkg_id=1)
sherpa-9> print(bkg_sum)
47478.0
sherpa-10> bkg_cnt_rate = calc_data_sum(bkg_id=1)/get_exposure(bkg_id=1) sherpa-11> print(bkg_cnt_rate)
1.19767360069
sherpa-12> plot_data() #作图像#
（图附录2.1-1）
sherpa-13> ignore_id(1, ":0.8,8.0:") #根据上图忽略容易造成拟合图像的两边缘：0.8-8.0#
sherpa-14> subtract() #减除背景#
sherpa-15> plot_data() #操作13,14步之后再一次作图如下#