Эволюция корреляционных соотношений скоплений галактик. Неразрешенное излучение северного диска галактики М31

• Автор: Котов, Олег Васильевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 96 с. : ил.

I ЭВОЛЮЦИЯ КОРРЕЛЯЦИОННЫХ СООТНОШЕНИЙ
1 ТЕОРЕТИЧЕСКОЕ ОБОСНОВАНИЕ КОРРЕЛЯЦИЙ
1.1 Корреляционные соотношения
2 НАБЛЮДЕНИЯ ДАЛЕКИЙ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК ОБСЕР-
^ ВАТОРИЯМИ XMM-Newton и Chandra
2.1 Подборка скоплений
2.2 Первичный анализ данных обсерватории XMM-Newton
2.2.1 Фильтрация протонных вспышек
2.2.2 Учет уменьшения эффективной площади зеркал обсерватории
XMM-Newton с углом отклонения от оптической оси
2.2.3 Моделирование фона обсерватории XMM-Newton
2.3 Первичный анализ данных обсерватории Chandra
2.4 Исключение точечных источников из данных
2.5 Моделирование распределений плотности газа скоплений
2.5.1 Измерение профилей яркости по данным обсерватории Chandra
2.5.2 Измерение профилей яркости по данным обсерватории XMMNewton
2.5.3 Соотношение между профилем яркости и распределением плотности газа
2.5.4 3D модель распределения плотности газа
2.5.5 Моделирование распределения плотности газа
ф 2.6 Моделирование распределений температуры газа далеких скоплений
галактик
2.6.1 Измерение профилей температуры газа скоплений
2.6.2 3D модель распределения температуры
2.6.3 Моделирование распределения температуры газа
2.7 Вычисление полных масс
2.8 Вычисление температурных средних

3 ИЗМЕРЕНИЕ ЭВОЛЮЦИИ КОРРЕЛЯЦИЙ
3.1 Эволюция корреляционного соотношения температуры газа и полной
массы скоплений
3.2 Эволюция корреляционного соотношения температуры газа и полной
светимости скоплений
3.3 Заключение
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ К ПЕРВОЙ ЧАСТИ
II НЕРАЗРЕШЕННОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СЕВЕРНОГО ДИСКА ГАЛАКТИКИ М31
4 НЕРАЗРЕШЕННОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СЕВЕРНОГО ДИСКА ГАЛАКТИКИ М31
4.1 Введение
4.2 Наблюдения и анализ данных
4.3 Пространственный анализ
4.4 Спектральный анализ
4.5 Заключение
5 НАБЛЮДЕНИЕ СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК ЗА ДИСКОМ М31
5.1 Введение
5.2 Описание наблюдения и предварительного анализа данных
5.3 Результаты
5.3.1 Пространственные характеристики излучения скопления
5.3.2 Спектральные характеристики излучения скопления
5.3.3 Измерение профиля температуры межгалактического газа
5.3.4 Измерение полной массы и светимости скопления
5.3.5 Положение скопления на Ь-Т и М-Т соотношениях
5.3.6 Наблюдаемое поглощение излучения скопления
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ КО ВТОРОЙ ЧАСТИ
Список иллюстраций
2.1 Рентгеновские изображения далеких динамически-эволюционировавших
скоплений
2.2 Рентгеновское изображение далекого скопления, находящегося в стадии высокой динамической активности
2.3 Типичная кривая блеска обсерватории XMM-Newton
2.4 Детектирование точечных источников по данным обсерваторий Chandra
и XMM-Newton
2.5 Рассеяние излучения точечного источника функцией отклика обсерватории XMM-Newton
2.6 Профили яркости скоплений по данным обсерватории Chandra
2.7 Профили яркости скоплений по данным обсерватории Chandra (Продолжение)
2.8 Профили яркости скоплений по данным обсерватории XMM-Newton
2.9 Профили яркости скоплений по данным обсерватории XMM-Newton (Продолжение)
2.10 Профили температур скоплений по данным обсерватории Chandra
2.11 Профили температур скоплений по данным обсерватории Chandra (Продолжение)
2.12 Профили температур скоплений по данным обсерватории XMM-Newton
2.13 Профили температур скоплений по данным обсерватории XMM-Newton (Продолжение)
3.1 Соотношение между спектральной температурой газа и полной массой близких скоплений
3.2 Соотношения между спектральной температурой газа и полной массой далеких скоплений галактик
3.3 Соотношения между взвешенной с плотностью температурой газа и
полной массой далеких скоплений галактик
3.4 Соотношения между взвешенной с квадратом плотности температурой газа и полной светимостью далеких скоплений галактик
4.1 Оптическое изображение галактики М31 с указанием относительных
расположений 1-го, 2-го и 3-го Северных Полей
при моделировании многокомпонентного излучения. После проекции модель сравнивалась с данными для нахождения комбинации параметров наилучшим образом описывающую профиль температур. Полученные аппроксимации профилей температур скоплений по данным обсерватории Chandra приведены на Рис. 2.10 - 2.11.
Моделирование профилей температуры по данным обсерватории XMM-Newton было выполнено по описанному выше сценарию с единственным отличием. В качестве модели распределения температуры использовалось Урав. 2.21, описывающие распределение температуры за регионами, подверженных радиационному охлаждению. Качество использованных данных обсерватории XMM-Newton зачастую было недостаточным для дополнительного моделирования центральных областей скоплений и применения модели в виде 2.22, но для конечной цели измерения полных масс это не является проблемой, так как для этого необходимо знание распределения температуры во внешней части.
Так как Урав. 2.21 имеет плоскую форму в центральных областях и не предназначается для моделирования падения температуры в центрах скоплений, значения температуры в первых кольцах профилей были исключены при моделировании. Принимая во внимая, что аппроксимируются восстановленные профили температуры, свободные от эффектов функции отклика обсерватории, такое исключение внутренних регионов является законной операцией. Полученные аппроксимации восстановленных профилей температуры по данным обсерватории XMM-Newton показаны на Рис. 2.12 - 2.13.
Неопределенности на полученные аппроксимации профилей температур находились по следующей схеме. Для каждого скопления были сгенерированы 1000 реализаций профилей температур. Каждая такая реализация генерировалась путем рассеяния измеренного профиля температуры в соответствии с Гауссовым распределением с дисперсиями равными измеренным неопределенностям профиля. Для каждого получаемого таким образом профиля находились аппроксимации. В конечном итоге неопределенности вычислялись как дисперсии полученных распределений аппроксимаций профилей.
2.7 Вычисление полных масс
Предполагая, что межгалактический газ в скоплении находится в состоянии гидростатического равновесия, полученные аппроксимации распределения температуры и плотности газа могут быть использованы для вычисления профиля полных масс скоплений из уравнения гидростатического равновесия [28]:
Профиль полных масс может быть использовать для нахождения радиуса (и полной массы внутри этого радиуса), соответствующего контрасту плотности Д относительно критичной плотности на красном смещении скопления, т.е.:
(2.23)