WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 9 | 10 || 12 |

Исследование космических гамма-всплесков по данным телескопа сигма обсерватории гранат. поиск далеких скоплений галактик.

-- [ Страница 11 ] --

Для примера на рис. 6.3б приведено одно из таких скоплений A2092 (z 0,067, скопление из каталога Эйбелла и др., 1989). Мишенью в этом наведении была звезда HD138749, расположенная на расстоянии примерно 15 от скопления. На рис. 6.3в,г показано, как на пластинках Паломарского обзора выглядят скопления из нашего обзора, расположенные на z 0,2. Скопления на красных смещениях z 0,3 – 0,4 видны хуже (рис. 6.3д,е). Часто на фотопластинке можно увидеть только одну cD-галактику. Однако даже в этом случае идентификация получается надежной, поскольку положение cD-галактики точно совпадает с центром поверхностной яркости рентгеновского излучения скопления. Наконец, на рис. 6.3ж,з показаны скопления из нашего обзора, которые не удается идентифицировать при помощи фотопластинок. Однако, источник 1120 (рис. 6.3ж) является скоплением, расположенным на z 0,6 (Ромер и др., 2000). Как было сказано выше, галактики такого далекого скопления и не должны быть видны на пластинках Паломарского обзора. Поэтому источник 1226 представленный на последнем изображении (рис. 6.3з), вероятно также является далеким скоплением с красным смещением z 0,5. Для того, чтобы убедиться в этом необходимы более глубокие оптические наблюдения.

§6.4 Калибровка метода регистрации скоплений Результаты оптической идентификации сведены в табл. 6.1. Большая часть скоплений, оставшихся неидентифицированными, скорее всего находится на красных смещениях z 0,5. Более половины скоплений были известны ранее по другим обзорам и имеют измеренные красные смещения. В основном это скопления из обзора 160D, но среди них есть и скопления из других каталогов, таких как каталог Эйбелла и др. (1989), Обзор средней чувствительности обсерватории им. Эйнштейна (Джойя и др., 1990; Стоук и др., 1991), обзоров RDCS (Росати и др., 1998), WARPS (Шарф и др., 1997; Джонс и др., 1998), Bright SHARC (Ромер и др., 2000).

6.4 Калибровка метода регистрации скоплений Из-за того, что применяемая процедура регистрации скоплений достаточно сложна, единственным способом найти ее характеристики является моделирование методом Монте-Карло. Моделирования выполнялись следующим образом.

К рентгеновским изображениям, использованным в обзоре, добавлялись разыгранные изображения скопления с заданным потоком и радиусом. Применяя к полученным изображениям полную процедуру регистрации, были установилены важнейшие характеристики метода — вероятность детектирования в зависимости от потока и радиуса скопления, а также разброс измерений этих параметров.

Положения «искусственных» скоплений разыгрывались равномерно по небесной сфере. Те скопления, которые попали в центральные 18,5 какого-либо наведения, добавлялись к соответствующему изображению. Если скопление попадало в несколько частично пересекающихся наведений, то обрабатывались все эти изображения. Из моделирований были исключены области в поле зрения, где были зарегистрированы «настоящие» скопления. В сумме площадь, занимаемая ими, мала — всего около 3 кв. градусов, и ее вклад можно легко учесть в результатах моделирований.

Чтобы максимально приблизить свойства искусственных скоплений к свойствам настоящих, их поверхностная яркость вычислялась согласно эллиптической ¬-модели:

в которой параметр ¬ и эллиптичность разыгрывались в соответствии с измеренными распределениями для близких скоплений (Вихлинин и др., 1999; Мор и др., 1995). Поток пересчитывался в отсчеты на детекторе в предположении спектра оптически тонкой плазмы с температурой T 5 кэВ с учетом галактического поглощения для каждого поля. Полученный профиль сворачивался с функцией отклика на точечный источник. Количество фотонов в заданной точке модельного изображения разыгрывалось из распределения Пуассона. Полученное таким образом изображение искусственного скопления добавлялось к данным, после чего к этим данным в полном объеме применялась процедура регистрации протяженных источников и измерения их рентгеновских характеристик.

86 НОВЫЙ ОБЗОР СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК

§6.4 Калибровка метода регистрации скоплений При измерении радиусов искусственных скоплений с помощью сферической модели скопления с ¬ 2 3, как это описано в §6.2, их величина зависит не только от параметров ax и ay, но и от ¬ в выражении 6.1. Поэтому в качестве радиуса скопления использовался радиус, на котором азимутально усредненный профиль яркости искусственного скопления падает в такое же число раз, как и профиль яркости сферического скопления с ¬ 2 3 при r r c :

Везде далее под радиусом скопления понимается этот эффективный радиус r e.

Именно эта величина получается при измерении радиусов скоплений с помощью сферической модели скопления с ¬ 2 3 (§6.2).

Выполняя большое количество итераций на широкой сетке потоков и радиусов, была определена вероятность регистрации скопления в зависимости от этих величин, а также проверено качество их измерения. Вероятность регистрации скоплений, попадающих в использованные наведения, в зависимости от их потока и радиуса представлена на рис. 6.4 и 6.5. Пунктиром на рис. 6.4 показано, какой была бы вероятность регистрации скоплений в зависимости от потоков, если бы обзор не был ограничен измеряемыми потоками 10 13 эрг с 1 см 2.

Эта граница оказывается размытой из-за ошибок измерения, однако скопления с потоком 210 13 эрг с 1 см 2 регистрируются практически все. Из этих рисунков видно, что вероятность регистрации практически равна единице в широких пределах потоков и радиусов. Для скоплений с небольшими потоками вероятность регистрации падает из-за того, что такие скопления перестают регистрироваться в наведениях с малой экспозицией. Скопления слишком малого, или слишком большого радиуса также перестают регистрироваться в наведениях с небольшой экспозицией из-за того, что либо их становится невозможно отличить от точечных источников, либо большая часть их потока входит в модель фона и оставшегося потока оказывается недостаточно для их регистрации. Из рис. 6.5 видно, что для достаточно ярких скоплений вероятность регистрации слабо зависит от радиуса в широких пределах этой величины.

На рис.6.6 и 6.7 представлены относительные ошибки измерения потоков и радиусов скоплений, полученные из моделирований. Ошибки на рисунках указывают разброс в измерениях. Из-за того, что в обзоре применялась практически такая же процедура регистрации скоплений, как и в обзоре 160D, при измерении потоков и радиусов скоплений возникают практически такие же искажения. Потоки скоплений слишком большого радиуса недооцениваются, так как при моделировании фона детали изображения размером, близким к 3, удаляются не полностью и фон для этих скоплений может перевычетаться. Для скоплений слишком маленького радиуса последний в среднем переоценивается, так как скопление будет зарегистрировано с большей вероятностью, если произошло положительное отклонение в измерении радиуса. Обратное верно для скоплений, имеющих слишком большой радиус. Моделирования показывают, что в среднем оценки потоков скоплений и их радиусов получаются несмещенными. Кроме

88 НОВЫЙ ОБЗОР СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК

(Измеряемый поток)/Поток (Измеряемый радиус)/Радиус (Измеряемый радиус)/Радиус Рис. 6.8. Относительные ошибки измерения радиуса скопления с радиационным охлаждением. Профиль модельного скопления взят таким же, как у A отнесенного на z 0,3.

того, моделирования позволяют точно определить ошибки измерения этих величин. Как видно из рис.6.6 и 6.7, они практически всегда оказываются меньше 30% как для потока, так и для радиуса.

В центральных областях некоторых скоплений газ может испытывать радиационное охлаждение, что приводит к возникновению течения газа в направлении центра скопления, увеличению его плотности и поверхностной яркости рентгеновского излучения. В этом случае, профиль скопления может очень сильно отличаться от ¬-модели в его центральной области и измеряемый радиус будет недооценен. На рис. 6.8 представлены относительные ошибки измерения радиуса скопления с радиальным профилем таким же, как и у скопления A1795, помещеного на z 0,3. В центре этого скопления из-за охлаждения газа поверхностная яркость растет очень сильно. Из рис. 6.8 видно, что в этом случае радиус скопления недооценивается почти в три раза, однако, новых систематических эффектов, зависящих от потока при измерении радиуса не возникает.

Чтобы построить правильную кривую подсчетов скоплений, необходимо не только знать вероятность регистрации скоплений в зависимости от потока, но и учесть влияние ошибок измерения потоков на ее форму. Эти ошибки могут суНОВЫЙ ОБЗОР СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК Площадь, кв. градусов щественно искажать форму кривой подсчетов, если их величина составляет заметную долю от измеряемого потока. В этом случае для некоторой части более слабых источников будет измерен завышенный поток, а поскольку количество слабых источников обычно быстро растет, это приведет к тому, что экспериментальная кривая подсчетов будет завышена по сравнению с настоящей (Эддингтон, 1940). Эддингтоновский сдвиг может быть и отрицательным, если количество более слабых скоплений уменьшается вследствие резкого падения площади обзора с уменьшением потоков.

Величина этого эффекта достаточно слабо зависит от настоящего распределения скоплений по потокам, поэтому, зная каковы ошибки их измерения, этот эффект можно учесть, вычисляя отношение модельной и измеряемой дифференциальных кривых подсчета и используя это отношение в качестве площади обзора при построении кривой подсчетов (Вихлинин и др., 1995). Для вычисления площади обзора было промоделировано 107 скоплений со светимостями, распределенными согласно функции светимости близких скоплений (Эбелинг и др., 1997), в космологической модели с q0 0, 5 и распределением радиусов из работы Вихлинина и др. (1999). Каждое из этих скоплений было «зарегистрировано» с вероятностью, полученной моделированием методом Монте-Карло (§ 6.4), и для каждого из них был разыгран измеряемый поток. Отношение полученной кривой подсчетов к заложенной в моделирования, умноженное на геометрическую площадь, дает правильное значение площади обзора в зависимости от потоков скоплений. Эта зависимость представлена на рис. 6.9. Площадь обзора для ярких скоплений равна 360 кв. градусам и падает менее чем в два раза Площадь, кв. градусов Рис. 6.10. Площадь обзора в сравнении с площадями других обзоров: 160D; Обзор средней чувствительности обсерватории им. Эйнштейна (EMSS, Джойя и др., 1990; Стоук и др., 1991); RDCS (Росати и др., 1998). Вертикальными пунктирными линиями указано, какой поток имело бы скопление со светимостью L44 3, расположенное на красных смещениях z 0,3, 0,4 и 0,5.

92 НОВЫЙ ОБЗОР СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК

на предельном потоке 10 13 эрг с 1 см 2.

На рис. 6.10 показана площадь нашего обзора в сравнении с площадью других обзоров. Вертикальными пунктирными линиями указано, какой поток имело бы скопление со светимостью L44 3, расположенное на красных смещениях z 0, 3, 0, 4 и 0, 5. Напомним, что предельный поток 10 13 эрг с 1 см 2 соответствует скоплению светимостью L44 3, расположенному на z 0, 8. Из рисунка видно, что площадь обзора превышает площади других обзоров как раз в том интервале потоков, который наиболее интересен для изучения эволюции богатых скоплений.

Кривая подсчетов скоплений, исправленная на уменьшение площади при низких потоках, показана на рис. 6.11 жирной линией. На рисунке приведены также кривые подсчетов, которые были получены ранее в других обзорах. При больших потоках кривая подсчетов, полученная в нашем обзоре, согласуется с подсчетами ярчайших скоплений по данным обзора всего неба телескопа РОСАТ (Эбелинг и др., 1997) и с данными Обзора средней чувствительности обсерватории им. Эйнштейна (заимствовано из работы Джонса и др.,1998). Полученная кривая подсчетов хорошо согласуется с данными обзора Вихлинина и др.



Pages:     | 1 |   ...   | 9 | 10 || 12 |
 


Похожие материалы:

« РОДИН Александр Евгеньевич ПРЕЦИЗИОННАЯ АСТРОМЕТРИЯ ПУЛЬСАРОВ В ПРИСУТСТВИИ НИЗКОЧАСТОТНЫХ ШУМОВ Специальность 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук Научные руководители – доктор технических наук Ю. П. Илясов, доктор физико-математических наук С. М. Копейкин Москва 2000 Содержание Введение 7 1 Пульсарная радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой 18 1.1 Алгоритм обработки РДБ-наблюдений . . . . . . ...»

« Абунин Артм Анатольевич ХАРАКТЕРИСТИКИ ФОРБУШ-ЭФФЕКТОВ И ИХ СВЯЗЬ С СОЛНЕЧНЫМИ, МЕЖПЛАНЕТНЫМИ И ГЕОМАГНИТНЫМИ ВОЗМУЩЕНИЯМИ Специальность 01.03.03 – Физика Солнца Диссертация на соискание учной степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: кандидат физико-математических наук Белов А.В. Москва – 2014 2 СОДЕРЖАНИЕ Введение Глава 1. Обзор современного состояния исследований Форбуш-эффектов. Средства и методы изучения вариаций галактических космических лучей . ...»

«Куприянов Владимир Викторович Численно-экспериментальное исследование вращательной динамики спутников планет 01.03.01 – Астрометрия и небесная механика ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель д. ф.-м. н. Шевченко Иван Иванович Санкт-Петербург – 2014 Оглавление Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Глава 1. Исторический обзор . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 1.1. Численное ...»

« Гожа Марина Львовна НАСЕЛЕНИЕ РАССЕЯННЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИКИ 01.03.02 – астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель доктор физико-математических наук, профессор В.А. Марсаков Ростов-на-Дону – 2014 2 Оглавление Введение………………………………………………………………………………. 5 Глава 1. Неоднородность населения рассеянных звездных скоплений в Галактике…………………………………………………………………………. 20 1.1 ...»

«ЧАЗОВ Вадим Викторович РАЗРАБОТКА И ПРИМЕНЕНИЕ АЛГОРИТМОВ ЧИСЛЕННО-АНАЛИТИЧЕСКОГО МЕТОДА ВЫЧИСЛЕНИЯ ПОЛОЖЕНИЙ ИСКУССТВЕННЫХ СПУТНИКОВ ЗЕМЛИ Диссертация на соискание учёной степени доктора физико-математических наук Специальность 01.03.01. Астрометрия и небесная механика Москва – 2012 Содержание 1 Содержание Предисловие 7 1 Постановка задачи 17 1.1 Стандартные соглашения . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.1 Системы отсчёта . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.2 ...»

« УДК 524.7;524.72-4 КАЙСИНА Елена Ивановна БАЗОВЫЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК МЕСТНОГО ОБЪЕМА (01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия) ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико–математических наук Научный руководитель: доктор физико–математических наук, профессор Караченцев И. Д. Нижний Архыз – 2014 2 Оглавление Введение Общая характеристика работы Актуальность Цели и задачи исследования Научная новизна Научная и практическая ценность работы Основные результаты ...»







 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.