Your browser does not support JavaScript!

Αρχική    The X-ray Source Population of the Small Magellanic Cloud  

Αποτελέσματα - Λεπτομέρειες

Προσθήκη στο καλάθι
[Προσθήκη στο καλάθι]
Κωδικός Πόρου uch.physics.phd//2008antoniou
Τίτλος The X-ray Source Population of the Small Magellanic Cloud
Άλλος τίτλος Ο πληθυσμός των πηγών ακτίνων Χ στο μικρό νέφος του Μαγγελάνου
Συγγραφέας Αντωνίου, Βαλσάμω
Σύμβουλος διατριβής Χατζηδημητρίου, Δέσποινα
Περίληψη Στην παρούσα εργασία μελετάμε τον πληθυσμό πηγών ακτίνων Χ του Μικρού Νέφους του Μαγγελάνου (SMC). Το SMC είναι ο δεύτερος κοντινότερος μας γαλαξίας με υψηλό ρυθμό αστρικής δημιουργίας, γεγονός που μας επιτρέπει να προσδιορίσουμε τα οπτικά ομόλογα των διπλών αστρικών συστημάτων που εκπέμπουν σε ακτίνες X (XRB) και ως εκ τούτου να μελετήσουμε άμεσα τη σχέση τους με την αστρική δημιουργία (SF). Χρησιμοποιώντας τα διαστημικά παρατηρητήρια Chandra και XMM-Newton και οπτικούς φωτομετρικούς καταλόγους μελετάμε το νεαρό πληθυσμό XRB αυτού του γαλαξία σε πολύ χαμηλά επίπεδα λαμπρότητας των πληθυσμών πηγών ακτίνων X. Οι παρατηρήσεις του Chandra ειδικότερα καλύπτουν την κεντρική, πιο πυκνή και ενεργή περιοχή του SMC, ενώ η έρευνα με το παρατηρητήριο XMM-Newton σχεδιάστηκε ώστε να εξετάσει περιοχές με διαφορετικούς αστρικούς πληθυσμούς (ηλικίας 10 – 500 Myr). Με βάση τη σύγκριση των παρατηρήσεων αυτών με πλήρεις αστρικούς καταλόγους του SMC, προτείνουμε για πρώτη φορά 25 υποψήφια διπλά αστρικά συστήματα ακτίνων X μεγάλης μάζας, εκ των οποίων 16 είναι υποψήφια διπλά αστρικά συστήματα ακτίνων X με συνοδούς Be αστέρες (Be-XRBs – 9 νέα υποψήφια συστήματα στις έρευνες με το παρατηρητήριο Chandra και 7 σε πεδία που παρατηρήθηκαν με το τηλεσκόπιο XMM-Newton). Επιπλέον, επιβεβαιώσαμε προηγούμενες ταξινομήσεις 19 πηγών ως συστήματα Be-XRB (18 στην έρευνα με το παρατηρητήριο Chandra και 1 με το παρατηρητήριο XMM-Newton). Εξετάσαμε επίσης την "αφθονία" των συστημάτων Be-XRB σε πεδία στο SMC σε σχέση με το Γαλαξία μας. Για λαμπρότητα πηγών στις ακτίνες Χ μέχρι 1034 erg s-1, βρίσκουμε ότι τα συστήματα Be-XRB είναι περίπου διπλάσια στο SMC σε σύγκριση με το Γαλαξία μας, ακόμη και αφού ληφθεί υπόψην η διαφορά στο ρυθμό δημιουργίας των άστρων OB. Αυτή η απομένουσα περίσσεια μπορεί να αποδοθεί στη χαμηλότερη περιεκτικότητα σε μέταλλα του SMC. Τέλος, διαπιστώνουμε ότι η ανάμειξη των συστημάτων Be-XRB με το γενέθλιο αστρικό πληθυσμό τους δε δυσχαιρένει τη σύγκριση τους στο SMC. Αντίθετα, βρίσκουμε ενδείξεις για μεταβολή των πληθυσμών XRB του SMC σε κλίμακα kiloparsec, σχετιζόμενη με τις τοπικές μεταβολές του ρυθμού σχηματισμού των άστρων ΟΒ και την ελαφρά μεταβολή της ηλικίας τους, το οποίο έχει ως αποτέλεσμα διαφορετικούς σχετικούς αριθμούς άστρων Be και ως εκ τούτου συστημάτων XRBs. Η συσχέτιση της παρουσίας πληθυσμών Be-XRB με τον τοπικό ρυθμό αστρικής δημιουργίας δείχνει ότι τα συστήματα Be-XRB παρατηρούνται σε περιοχές με εκρήξεις ρυθμού παραγωγής άστρων ~ 30 – 70 Myr πριν. Αυτό το ηλικιακό εύρος συμπίπτει με την ηλικία του μέγιστου ρυθμού σχηματισμού άστρων Be, που είναι βασισμένη σε ανεξάρτητες μελέτες τέτοιων συστημάτων στο Γαλαξία μας και το SMC. Βρίσκουμε επίσης μια ισχυρή συσχέτιση μεταξύ του αριθμού των συστημάτων Be-XRB και της έντασης του SF για την περίοδο του μέγιστου ρυθμού σχηματισμού άστρων Be (δηλαδή ~ 40 Myr πριν), ενώ οι περιοχές με ισχυρό αλλά πιο πρόσφατο SF (π.χ. το Wing) είναι ελλειπείς σε συστήματα Be-XRB. Οι περιοχές που φιλοξενούν διπλά αστρικά συστήματα ακτίνων X με συνοδούς αστέρες μεγάλης μάζας (συστήματα HMXBs), τα οποία όμως δεν έχουν επιβεβαιωθεί ακόμη ότι είναι Be-XRBs, δείχνουν μια παρόμοια ιστορία SF (με μια σημαντική έκρηξη ~ 40 Myr πριν). Καταλήγουμε λοιπόν στο συμπέρασμα ότι η πλειοψηφία των αγνώστων οπτικά συστημάτων HMXBs στο SMC έχει ιδιότητες συμβατές με τη φύση των άστρων Be. Η πολύ ισχυρή συσχέτιση των νεαρών πηγών ακτίνων Χ με τον αστρικό πληθυσμό σε κλίμακες λίγων λεπτών της μοίρας (~ 0.5 kpc) παρέχει ισχυρά αποδεικτικά στοιχεία για σχετικά μικρές ταχύτητες προώθησης (kick velocities) που προσδίδονται στο συμπαγές αντικείμενο από (μη συμμετρική) έκρηξη σουπερνόβα. Τέλος, χρησιμοποιήσαμε τον 2dF (πεδίο δύο μοιρών) φασματογράφο στο 3,9μ Αγγλο-Αυστραλιανό τηλεσκόπιο (ΑΑΤ) για να επιβεβαιώσουμε την ταξινόμηση των υποψήφιων συστημάτων Be-XRB ως άστρα γραμμών εκπομπής και να εντοπίσουμε τους φασματικούς τύπους τους και την κατηγορία λαμπρότητας τους, όπου αυτό είναι εφικτό. Το δείγμα μας έχει επιλεγεί από την έρευνα του παρατηρητηρίου Chandra και δεδομένων που υπάρχουν στο αρχείο του παρατηρητηρίου XMM-Newton για το SMC. Οι παρατηρήσεις αυτές δείχνουν ότι η κατανομή των φασματικών τύπων των συστημάτων Be-XRB στο SMC συμφωνεί με αυτή ίδιων συστημάτων στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου (LMC), ενώ έρχεται σε αντίθεση με εκείνη για πληθυσμούς Be-XRB στο Γαλαξία μας. Επιπρόσθετα, επιβεβαιώσαμε τις διαφορετικές κατανομές φασματικών τύπων άστρων Be σε συστήματα XRB και σε μεμονωμένα τέτοια άστρα. Με αυτά τα φάσματα ανακαλύψαμε επίσης το δεύτερο υπεργίγαντα διπλό αστρικό σύστημα ακτίνων Χ στο SMC. Συνολικά η μελέτη αυτή καταδεικνύει τη σημασία των συστημάτων Be-XRB ως κυρίαρχο συστατικό των νεαρών πληθυσμών XRB και παρουσιάζει στοιχεία ως προς την ισχυρή εξέλιξη πληθυσμών πηγών ακτίνων Χ με ηλικίες νεότερες από 100 Myr και διαφορετικές μεταλλικότητες.
Γλώσσα Αγγλικά
Ημερομηνία έκδοσης 2008-05-12
Συλλογή   Σχολή/Τμήμα--Σχολή Θετικών και Τεχνολογικών Επιστημών--Τμήμα Φυσικής--Διδακτορικές διατριβές
  Τύπος Εργασίας--Διδακτορικές διατριβές
Εμφανίσεις 264

Ψηφιακά τεκμήρια
No preview available

Προβολή Εγγράφου
Εμφανίσεις : 21