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分子云环境中的超新星遗迹

  • 发布日期:2015-05-25
  • 责任编辑:lgg
  • 论文字数:35620
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  • 论文编号:fb201502041125319748
  • 论文类型:硕士毕业论文
  • 论文价格:150

第一章引言


1.1超新星
超新星这个词的出现距今仅有80余年的历史。在威尔逊天文台工作的沃尔特.巴德(Walter Baade)与弗里茨.兹威基(Fritz Zwicky)于1931年创造了这个名词,第一次将这类极亮的“新星”与普通新星(Nova)区分开来。1934年3月19日,他们在《美国国家科学院院刊》上一连发表两篇文章(Baade & Zwicky1934a, b),天才般地阐述了他们对于超新星的一系列猜想。他们认为,超新星起源于正常恒星,是恒星向中子星的转换过程;超新星普遍存在于银河系和其他星系(当时仍称星云)中,是宇宙线的来源。这在当时极其惊人且大胆的猜想。历经数十年的天文观测研究,这些猜想都被逐渐证实了。在超新星这个名词创立后,人们开始系统性地搜索超新星1。Zwicky尤其热衷于此,他自己就发现了 123颗超新星。这个记录直到他去世35年后(2009年)才被苏格兰天文爱好者Tom Boles打破。1934年,当Baade和Zwicky在讨论“银河系仅有的超新星第谷(Tycho;SN 1572)"时,他们并不知晓在过去一千年内银河系有另外几颗超新星已经被人类观测并记录下来。值得骄傲的是,中国天文学家贡献了绝大多数的历史超新星记录。宋朝的天文学家记载了己知最古老的两次确定性的超新星爆发,SN 1006和SN 1054。对1006年爆发的超新星SN 1006,《宋史.天文志》卷五六中记载道:"景德三年四月戊寅,周伯星见,出氐南,骑官西一度,状如半月,有芒角,煌煌然可以鉴物,历库楼东。八月,随天轮入池。十一月复见在氏。自是,常以十一月辰见东方,八月西南入独。"著名的蟹状星云(SN 1054)在中国古代被称作天关客星。《续资治通鉴长编》卷一七六载:“至和元年五月己丑,客星晨出天关之东南可数寸(嘉祐元年三月乃没)。”对比目前的观测和过去两千年的历史记录,仅有5个已知的超新星遗迹可以找到来自多个途径的可靠记载(见表1.1; Green and Stephenson 2003),而其它的记载因为坐标或亮度的不确定性而无法被完全证实。这些历史超新星遗迹为超新星遗迹的早期演化提供了最重要的标本。
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1.2超新星遗迹
从银河系的射电辐射图上,可以看到许多环状或者弧状的结构,其中一部分来自电离氢区,以热钥致辖射为主,而其他非热的结构主要就是超新星遗迹的壳层。_新星遗迹激波加速的电子在磁场中产生同步加速福射,是这些非热射电福射的起源。从形态上,最初将超新星遗迹分为三类。一类是壳层型(shell-like),以CygnusLoop为典型,无论是射电辖射还是X射线辖射都是壳层增亮,中心暗弱。这类占到超新星遗迹的绝大部分。第二类是实心型,或称类蟹状星云型(crab-like)c以蟹状星云和3C58为代表,它们辐射中心增亮,边缘暗弱,且中心来自脉冲星风云的辐射是非热起源的。第三类是前两类的综合,称混合型(composite),它们既有增亮的外壳层,中心又存在脉冲星风云,以G21.5-0.9和Kes75为代表。目前观测到脉冲星风云(包括候选体)的超新星遗迹有86颗,占总数的约30% (Ferrand & Safi-Harb, 2012)。随着X射线望远镜性能的提高,一种新的类型在上世纪90年代被确定下来,这第四种类型叫热混合型(thermal composite)或混合形态(mixed-morphology)超新星遗迹(Rho &Peter, 1998; Jones et al. 1998)。以W28为典型代表,遗迹的射电辐射是壳层型的,而X射线表现实心型的,与第三类混合型的区别,在于它们中心的X射线辖射是热起源的。如图1.5所示,Vmk (2012)给出了这四类超新星遗迹的典型代表的图片。
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第二章超新星遗迹Kes 78的分子云环境与X射线光谱分析


2.1超新星遗迹Kes 78的背景介绍
Kesteven 78 (G32.8-0.1,简称Kes 78)是一个位于河内超新星遗迹,在408和5000 MHz的射电观测上表现出局部增亮的壳层(Caswell et al. 1975)。对它的距离的最早估计利用了超新星遗迹的表面光度一直径(S-Z5)关系(Caswell et al. 1983)。Gosachinskii & Khersonskii (1985)展开了 21 cm HI 的观测。HI的观测支持Kes 78的本地标准静止(LSR)丨速度大致为90 km s-1,距离为9kpc,遗迹年龄为12kyr。随后,人们尝试从更多的波段上观测可能与Kes 78成协的气体以确定其LSR速度。Koralesky (1995)用甚大阵列(VLA)望远镜在Kes 78的壳层上找到了一个1720 MHz的0H脉泽。由于1720 MHz OH脉泽主要来自于碰撞抽运,一般认为是激波和分子云相互作用的探针(Lockettet al. 1999),它的速度大致对应了遗迹系统速度。脉泽的为86.1 kms-i,结合银河系旋转曲线可以推断出遗迹的距离或者为5.5 kpc或者为8.8 kpc。Zhouet al. (2007)通过i2CO J=l-0的观测,认为遗迹东面速度范围在72-88 kms-i的分子云从形态上与Kes 78相关,尽管缺乏相互作用的物理性的证据,比如谱线受震击导致的展宽。针对河内超新星遗迹的zerIRAC红外(IR)巡天并没有看到来自Kes 78的明显福射(Reach etal. 2006)。在光学波段,这个遗迹中则观测到了丝状和弥散的福射,并且在大量区域看到[SII]/Ha比值高于1.2,暗示了激波的存在(Boumis etal. 2009)。2011年,Kes 78东面的射电壳层附近探测到了一个甚高能(VHE) 7-ray 的弥散源 HESS J1852—0002。
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2.2观测与数据处理
2009年11月,我们利用紫金山天文台位于德令哈的13.7米毫米波望远镜(PMOD)对 Kes 78 展开了 i2cO J=l-0 和 i3co J=l-0 的成图观测。PMOD 使用了超导一绝缘一超导(SIS)接收机。配备的两台声光频谱仪(AOSs)能同时观测 12C0 ?7=1~0 (115.271 GHz)和 i3cO J=M) (110.201 GHz)两条谱线,分别提供了 0.37 kms-i和0.11 kms-i的速度分辨率,145 MHz和43 MHz的带宽,以及-102-276 kms-i和28-143 kms-i的LSR速度范围。对Kes 78的射电亮壳层辐,我们以r为步长进行扫描成图;对以(18h5r°03s.97,-00°12'22".5,J2000.0)为中心,面积为39'X 27'的大区域,我们以2〃为步长进行扫描成图。望远镜天线的半功率波束宽度(HPBW)为56〃,天顶方向的主波束效率约为62%,指向精度高于5",典型系统温度为230 K。我们于2010年1月到2月跟进了 i2CO J=2-l (230.538 GHz)的观测。这项观测使用了位于瑞士的科隆亚毫米波天文台(KOSMA)的3米望远镜。观测釆用了 SIS接收机,中等分辨率的AOS频谱仪,和飞行扫描(on-the-fly)观测模式。AOS的带宽和速度分辨率分别为为300 MHz和0.2 kms/i。我们以(18h5r"03s.97,-00°08'22".5, J2000.0)为中心,对一个 31' x 31'的区域进行了成图,采样步长为r。望远镜在i2CO J=2.l波段的的HPBW为130〃,主波束效率为54%,指向精度约为10"。
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第三章分子云环境中主序OB星星风泡尺度与恒星质量.......... 41
3.1 引言......... 41
3.2星风泡尺度与主序OB星质量的线性关系......... 42
3.2.1线性关系的理论模型 .........42
3.2.2线性关系的另一种推导......... 43
3.2.3主序后演化 .........45
3.3 fib-M线性关系对超新星前身星的暗示 .........46
3.4本章小结......... 49
第四章热混合型超新星遗迹W28的XMM-Newton X射线研究...51
4.1热混合型超新星遗迹W28的背景介绍......... 51
4.2观测与数据处理......... 52
4.3观测结论.........53
4.4讨论 .........63
4.5总结......... 72


第六章在Kes 79南侧发现已知自转最慢的暂现强磁星3XMM J185246.6+003317


6.1磁星概述
强磁星(magnetar;后简称磁星)是一类具有极强磁场的孤立脉冲星,时常被称为宇宙中最强的磁铁。从观测上,磁星包含了反常X射线脉冲星(AXP)和软伽马射线重复爆(SGR)这两类候选天体,福射主要集中在高能波段。比起反常X射线脉冲星,软7射线重复爆具有更硬的谱,福射主要在硬X射线和软7射线波段。磁星的X射线和7射线辖射主要由磁能衰减而不是旋转能来提供,这一点将它们与普通脉冲星区分幵来。通过观测限定了周期和周期导数,我们就可以获知磁星的特征年龄相对较小,在103到106之间。然而,脉冲星的特征年龄与真实年龄往往有差距,因此需要其他的方法来推断其真实年龄,比如与脉冲星成协的超新星遗迹。的目前已发现多颗磁星与超新星遗迹成协或可能成协,而可见超新星遗迹的年龄一般在数万年以下,更为年老的遗迹往往因为过于暗弱或进入消失相而很难被观测到。磁星与超新星遗迹的成协型一方面印证了磁星是相对年轻的脉冲星,典型年龄小于数万年;另一方面,通过研究这些超新星遗迹,可以间接研究磁星前身星及星周环境(Safi-Harb &Kumar 2013) 。

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总结


分子云环境中的超新星遗迹是一类具有广阔研宄前景的天体。近二十年,随着天文设备在各个波段如雨后春夢般涌现,尤其是毫米波、亚毫米波望远镜,X射线和伽马射线望远镜的发展,这类遗迹由于存在丰富的多波段观测特征和物理过程,逐渐成为超新星遗迹研究的焦点。分子云的存在给超新星遗迹本身的研宄带来的诸多便利。我们对Kes 78和Kes 79两个临近超新星遗迹的分子云环境的研究证明了分子云既是一个有效的测距工具,又能影响遗迹的福射形态。结合多波段观测,能对遗迹的气体性质和演化给出更全面的了解。其中,X射线则是研究激波后的热气体性质的重要工具,它不仅提供了热气体的温度、密度、电离状态等物理信息,还可以让我们了解热气体的金属元素组成,这些信息对于遗迹的整体动力学演化、激波加热过程、前身星的抛出物组成都有具有难以取代的作用。因此,结合X射线和分子云的观测,我们研宄了 Kes 78和Kes 79的演化性质,而后者的演化形态受到分子云的强烈影响,产生了特殊的双壳层结构。
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参考文献(略)

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