畢業(yè)論文-星系團(tuán)中的X射線輻射能譜

1、II云南大學(xué)本科生畢業(yè)論文摘 要星系團(tuán)是宇宙學(xué)研究中非常重要的天體，得到星系團(tuán)的質(zhì)量就可為研究星系團(tuán)中暗物質(zhì)的存在提供證據(jù)，其質(zhì)量分布也是確定宇宙學(xué)參數(shù)的關(guān)鍵。一般情況下，星系團(tuán)質(zhì)量可通過(guò)分析星系團(tuán)中的X射線能譜來(lái)獲得，其主要方法是對(duì)X射線輻射的能譜進(jìn)行擬合，就可以得到星系團(tuán)中不同半徑處團(tuán)內(nèi)介質(zhì)的溫度，密度分布，最后通過(guò)重力壓強(qiáng)平衡可以得出質(zhì)量。本文是在前人的科研基礎(chǔ)上，通過(guò)對(duì)perseus星系團(tuán)不同半徑處的X射線輻射進(jìn)行能譜分析，用軔致輻射的機(jī)制成功擬合X射線輻射能譜，得出了團(tuán)內(nèi)介質(zhì)的溫度，密度分布，為進(jìn)一步計(jì)算星系團(tuán)質(zhì)量奠定了基礎(chǔ)。 關(guān)鍵詞：星系團(tuán)；X射線；能譜；chandra X射線衛(wèi)星

2、。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 g

3、alaxies 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

4、 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, de

5、nsity distribution, which laid a foundation for further calculating cluster quality. Key words: cluster of galaxies; X-rays; Energy spectrum; Chandra X-ray satellites.目 錄摘 要IAbstractII目 錄III第1章 緒 論1§1.1 星系團(tuán)11.1.1 星系團(tuán)的組成物質(zhì)11.1.2 星系團(tuán)的分類21.1.3 星系團(tuán)的運(yùn)動(dòng)特征3§1.2 星系團(tuán)研究的物理現(xiàn)象及其物理意義41.2.1 星系團(tuán)中的x射線輻射41

6、.2.2 通過(guò)X射線觀測(cè)確定星系團(tuán)的質(zhì)量5第2章 X射線天文臺(tái)6§2.1 X射線天文臺(tái)的構(gòu)成62.1.1 飛船62.1.2 X射線望遠(yuǎn)鏡6§2.2 衛(wèi)星數(shù)據(jù)7§2.3 數(shù)據(jù)簡(jiǎn)介7第3章 數(shù)據(jù)處理流程及結(jié)果8§3.1 數(shù)據(jù)處理流程83.1.1 采用SAOImage DS9獲得能譜83.1.2 用sherpa軟件進(jìn)行能譜擬合10§3.2 數(shù)據(jù)結(jié)果整合133.2.1 R與kT，norm的關(guān)系133.2.3 R與的關(guān)系14結(jié) 論15附 錄16附錄1 利CIAO做出相關(guān)能譜16附錄1.0 第1環(huán)能譜得出過(guò)程16附錄2 利用sherpa軟件進(jìn)行能譜擬合17

7、附錄2.1 擬合第1環(huán)圖像及數(shù)據(jù)17附錄2.2 背景的取法22致 謝23參考文獻(xiàn)2424云南大學(xué)本科生畢業(yè)論文第1章 緒 論§1.1 星系團(tuán)星系團(tuán) 相互之間有一定力學(xué)聯(lián)系的，成百上千個(gè)星系集聚在一起組成的大型星系集團(tuán)。其起源于宇宙原初運(yùn)動(dòng)的自引力塌縮，是目前宇宙中最大的自引力束縛系統(tǒng)，尺度為Mpc量級(jí)（1024cm），質(zhì)量為10121015M。(圖1.1 宇宙中的星系團(tuán))1.1.1 星系團(tuán)的組成物質(zhì) 主要由星系，團(tuán)內(nèi)介質(zhì)，暗物質(zhì)組成，可分別通過(guò)光學(xué)，X射線和引力透鏡等方法來(lái)觀測(cè)和測(cè)定，其質(zhì)量之比大約為1:5:50。星系 通常由幾億至上萬(wàn)億顆恒星以及星際物質(zhì)構(gòu)成，空間尺度為幾千至幾十萬(wàn)

8、光年的天體系統(tǒng)。到目前為止，人們已在宇宙觀測(cè)到了約1,000億個(gè)星系。它們中有的離我們較近，可以清楚地觀測(cè)到它們的結(jié)構(gòu)；有的非常遙遠(yuǎn)，目前所知最遠(yuǎn)的星系離我們有將近150億光年。 每一個(gè)星系稱為星系團(tuán)的成員星系，宇宙中至少有85的星系是各種星系群或星系團(tuán)的成員，有時(shí)候把成員數(shù)目較少（100個(gè)）的星系團(tuán)稱為星系群。距離本星系群較近的一個(gè)星系團(tuán)是室女座星系團(tuán)，包含了超過(guò)2,500個(gè)星系。團(tuán)內(nèi)介質(zhì) 星系形成之后，不束縛星系的原始的，再釋放的氣體。圍繞和延伸在星系之間，有著稀薄的等離子，它們被認(rèn)為具有宇宙纖維狀結(jié)構(gòu)，形成比宇宙的平均密度略為密集的區(qū)域，這些物質(zhì)被稱為星系際介質(zhì)(IGM)。通常是被電離的

9、氫，也就是包含等量的電子和質(zhì)子的等離子。IGM的密度被認(rèn)為是宇宙平均密度的10至100倍(每m3擁有10至100顆氫原子)。團(tuán)內(nèi)介質(zhì)可由X射線衛(wèi)星觀測(cè)到，光度：1045erg/s；溫度：2107-108K；密度：10-410-2cm-3。暗物質(zhì) 指宇宙中那些自身不發(fā)射電磁波，也不與電磁波相互作用的物質(zhì)，由不發(fā)光天體，暈物質(zhì)，非重子中性粒子組成，即存在于宇宙中的不發(fā)光物質(zhì)。通過(guò)引力透鏡，宇宙中大尺度結(jié)構(gòu)形成，微波背景輻射等研究表明：我們目前所認(rèn)知的宇宙大概只占全宇宙的4%，暗物質(zhì)占了23%，暗能量占了73%。宇宙演化形成的最大結(jié)構(gòu)是星系團(tuán)，按照等級(jí)結(jié)構(gòu)形成理論，星系團(tuán)的大小，質(zhì)量直接同宇宙學(xué)參數(shù)

10、（）相關(guān)。據(jù)08年國(guó)外媒體報(bào)道，由多國(guó)科學(xué)家組成的小組借引力透鏡發(fā)現(xiàn)迄今為止最大的暗物質(zhì)結(jié)構(gòu)，太空中橫跨幅度為2.7億光年，呈現(xiàn)十字架形狀，是之前發(fā)現(xiàn)最大暗物質(zhì)結(jié)構(gòu)的3倍，也是銀河系的2,000倍。（圖1.1.1 橫跨幅度為2.7億光年迄今為止最大的暗物質(zhì)結(jié)構(gòu)1）1.1.2 星系團(tuán)的分類 1.按成員數(shù) 目前已發(fā)現(xiàn)上萬(wàn)個(gè)星系團(tuán)，平均而言，每個(gè)星系團(tuán)內(nèi)的成員數(shù)約為130個(gè)，距離遠(yuǎn)達(dá)70億光年之外。在不同星系團(tuán)內(nèi)，成員星系的數(shù)目相差懸殊，但星系團(tuán)的線直徑最多相差一個(gè)數(shù)量級(jí)，平均直徑約為5Mpc。 貧星系團(tuán) 成員星系數(shù)較少的小的星系團(tuán)，如本星系群由銀河系以及包括仙女星系在內(nèi)的50個(gè)左右大小不等的星系組

11、成。 富星系團(tuán) 成員星系數(shù)較多的大的星系團(tuán)，如后發(fā)星系團(tuán)有上千個(gè)比較明亮的成員星系，如果把一些暗星系也包括進(jìn)去，總數(shù)可能上萬(wàn)。但像這一類范圍大、星系眾多的星系團(tuán)是不多的。 2.按形態(tài) 研究發(fā)現(xiàn)，橢圓星系的比例與星系團(tuán)的形態(tài)密切相關(guān)。根據(jù)不同星系團(tuán)中各種類型的星系所占比例2，大致可將星系團(tuán)分為規(guī)則星系團(tuán)和不規(guī)則星系團(tuán)兩類。 規(guī)則星系團(tuán) 成員星系全部或幾乎全部都是橢圓星系或透鏡型星系，形狀傾向于規(guī)則和對(duì)稱，大致具有球?qū)ΨQ的外形，又可以叫球狀星系團(tuán)，如后發(fā)星系團(tuán)。往往有一個(gè)星系高度密集的中心區(qū)，團(tuán)內(nèi)常常包含有幾千個(gè)成員星系，其中至少有1,000個(gè)的絕對(duì)星等亮于-16等，近來(lái)發(fā)現(xiàn)這種星系團(tuán)往往又是X射

12、線源。不規(guī)則星系團(tuán) 又稱疏散星系團(tuán)，橢圓星系所占的比例很小，星系團(tuán)一般顯示出不規(guī)則的形狀，它們結(jié)構(gòu)松散，沒(méi)有一定的形狀，也沒(méi)有明顯的中央星系集中區(qū)，例如武仙星系團(tuán)。范圍比較大的不規(guī)則星系團(tuán)可以有幾個(gè)凝聚中心，在團(tuán)內(nèi)形成一種次一級(jí)的成群結(jié)構(gòu)。不規(guī)則星系團(tuán)總是各種類型星系的混合體，其中往往以暗星系占絕對(duì)優(yōu)勢(shì)，這也是與規(guī)則星系團(tuán)的不同之處。它們的數(shù)目比規(guī)則星系團(tuán)更多，大的不規(guī)則星系團(tuán)的成員星系數(shù)多達(dá) 2,500個(gè)以上，小的只包含幾十個(gè)甚至更少的成員星系，本星系群就屬這一類。另外，就目前所知，只有少數(shù)不規(guī)則星系團(tuán)發(fā)射X射線。1.1.3 星系團(tuán)的運(yùn)動(dòng)特征 星系團(tuán)的運(yùn)動(dòng)特征可以從兩個(gè)方面，即從整個(gè)團(tuán)的視向

13、運(yùn)動(dòng)和團(tuán)內(nèi)各成員星系間的隨機(jī)性相對(duì)運(yùn)動(dòng)來(lái)認(rèn)識(shí)。視向運(yùn)動(dòng) 星系團(tuán)作為整體的視向速度同星系團(tuán)的距離滿足哈勃定律，即距離越遠(yuǎn)視向速度越大。例如較近的室女星系團(tuán)離我們約19Mpc，視向速度為1,180km·s-1；而長(zhǎng)蛇星系團(tuán)離我們約有1,000Mpc，視向速度則高 60,000km·s-1。（圖1.1.3 星系團(tuán)的大尺度移動(dòng)3） 隨機(jī)性相對(duì)運(yùn)動(dòng) 一個(gè)星系團(tuán)內(nèi)不同成員星系間的相對(duì)運(yùn)動(dòng)情況可用速度彌散度來(lái)表示。一般說(shuō)來(lái)，隨著星系團(tuán)范圍的擴(kuò)大和成員數(shù)的增加，速度彌散度也就越來(lái)越大。小星系團(tuán)的速度彌散度約為250500km·s-1，大星系團(tuán)的速度彌散度高達(dá)2,000km

14、3;s-1。星系團(tuán)速度散度的研究具有重要的意義：一方面我們可以根據(jù)速度彌散度，利用維里定理來(lái)估算團(tuán)內(nèi)每個(gè)星系的平均質(zhì)量。另一方面，研究星系團(tuán)的內(nèi)部運(yùn)動(dòng)又與探索星系團(tuán)的穩(wěn)定性問(wèn)題密切相關(guān)，目前對(duì)這一問(wèn)題有兩種相反的看法：一種認(rèn)為整個(gè)星系團(tuán)的能量是負(fù)的，因而星系一種穩(wěn)定的天體系統(tǒng)；另一種看法認(rèn)為，星系團(tuán)內(nèi)成員星系的速度彌散度很大，整個(gè)系統(tǒng)的能量是正的，因此它們是不穩(wěn)定的，整個(gè)團(tuán)正處在膨脹，瓦解之中4。§1.2 星系團(tuán)研究的物理現(xiàn)象及其物理意義星系團(tuán)形態(tài)及特征觀測(cè)的三種方法：光學(xué)，射電，X射線。其中我們通過(guò)星系際熱氣體的X射線輻射，可以得到氣體溫度，密度分布，并依據(jù)溫度與密度分布能夠得出星

15、系團(tuán)的質(zhì)量，為研究星系團(tuán)中暗物質(zhì)的存在提供證據(jù)。通過(guò)X射線觀測(cè)確定星系團(tuán)的質(zhì)量時(shí)，需要確定團(tuán)內(nèi)介質(zhì)的溫度和密度分布。而團(tuán)內(nèi)介質(zhì)的溫度和密度可以用能譜分析的辦法得到。在本研究中我們分析了Perseus星系團(tuán)內(nèi)不同半徑處X射線能譜，得到了溫度和密度隨半徑的分布，為進(jìn)一步計(jì)算質(zhì)量奠定了基礎(chǔ)。（圖1.2 觀測(cè)圖像：光學(xué)，射電，X射線5）1.2.1 星系團(tuán)中的x射線輻射 X射線是由高速電子撞擊原子所產(chǎn)生的電磁波，是波長(zhǎng)介于紫外線和射線間的電磁輻射，其波長(zhǎng)約為（200.06）×10-8cm之間，由德國(guó)物理學(xué)家W.K.倫琴于1895年發(fā)現(xiàn)，故又稱倫琴射線，具有很高的穿透本領(lǐng)。 許多星系團(tuán)是明亮的X

16、射線源，其中X射線輻射是由強(qiáng)引力勢(shì)阱束縛住的高溫氣體發(fā)出的。星系團(tuán)的氣體質(zhì)量可達(dá)發(fā)光星系總質(zhì)量的3-5倍6。由于地球大氣的阻礙，地面上很難觀測(cè)到，直到20世紀(jì)40年代才開(kāi)始利用高空氣球探明了太陽(yáng)的X射線輻射，太陽(yáng)外的第一個(gè)X射線源是1962年探明的天蝎X-1。70年代發(fā)射了一系列裝備有X射線針孔照相機(jī)，掠射X射線望遠(yuǎn)鏡等儀器的天文衛(wèi)星，尤其是高能天文臺(tái)上天后，發(fā)現(xiàn)的X射線源已超過(guò)了1,000多。研究表明，它們實(shí)際上是不同種類的天體，除了太陽(yáng)外，已證認(rèn)出的有脈沖，脈沖雙星，超新星遺跡，密近雙星，X射線雙星，X射線脈沖星，X射線新星，塞佛特星系，類星體，星系團(tuán)，黑洞等。但還有許多X射線源尚未得到光

17、學(xué)認(rèn)證。軔致輻射 根據(jù)經(jīng)典電動(dòng)力學(xué)，帶電粒子作加速或減速運(yùn)動(dòng)時(shí)必然伴隨電磁輻射，當(dāng)帶電粒子的加速度發(fā)生改變時(shí)會(huì)發(fā)出電磁輻射，這種輻射稱為軔致輻射，加速度改變?cè)酱螅愔螺椛涔庾幽芰吭礁?。星系團(tuán)里的軔致輻射機(jī)制 高溫氣體里電子和質(zhì)子在熱運(yùn)動(dòng)中發(fā)生碰撞，質(zhì)子和電子的復(fù)合釋放出能量，電子逐步由高態(tài)變到低態(tài)則產(chǎn)生發(fā)射線。星系團(tuán)中的X射線輻射產(chǎn)生于軔致輻射。天文觀測(cè)中，軔致輻射是很常見(jiàn)的輻射，一些X射線源（如X射線脈沖星，太陽(yáng)耀斑）的輻射就屬于軔致輻射。軔致輻射的一個(gè)重要特征是具有連續(xù)譜，其強(qiáng)度在很寬的頻譜范圍內(nèi)變化緩慢，所以軔致輻射的X射線譜往往是連續(xù)譜。 1.2.2 通過(guò)X射線觀測(cè)確定星系團(tuán)的質(zhì)量通過(guò)

18、X射線觀測(cè)我們可以得到星系團(tuán)內(nèi)氣體的溫度和密度分布，那么在球?qū)ΨQ和流體靜力學(xué)平衡方程的假設(shè)下，根據(jù)流體靜力學(xué)平衡方程就能夠計(jì)算星系團(tuán)的引力質(zhì)量（Fabricant et al.，1980)：其中是波爾茲曼常數(shù)，是引力常量，是以質(zhì)子質(zhì)量為單位的平均分子量。對(duì)于完全電離的氣體，在標(biāo)準(zhǔn)的宇宙金屬豐度下，=0.6。此方法得到的是沒(méi)有投影效應(yīng)的質(zhì)量，而引力透鏡方法得到的是投影質(zhì)量5。第2章 X射線天文臺(tái) X射線天文臺(tái)于1999年7月由美國(guó)NASA的哥倫比亞號(hào)航天飛機(jī)發(fā)射升空，衛(wèi)星被放置在一個(gè)高橢率的橢圓軌道中。（圖2 X射線天文臺(tái)7）§2.1 X射線天文臺(tái)的構(gòu)成2.1.1 飛船 與地面交流，提

19、供能量，命令和數(shù)據(jù)管理，指向控制和方向確定。2.1.2 X射線望遠(yuǎn)鏡 主要科學(xué)儀器： 集高分辨率成圖儀器（角秒）（HRMA）； 高新ccd成像能譜儀器（ACIS）；高分辨率照相機(jī)（HRC）；HETG；LETG。詳細(xì)參數(shù)： 直徑1.2m鏡片4嵌套鏡片面積1100cm2焦距10m鍍膜鍍膜可科探測(cè)最高能量10keV軸線分辨率0.5” §2.2 衛(wèi)星數(shù)據(jù)CIAO（Chandra Interactive Analysis of Observations）是為 X射線天文臺(tái)的用戶需要設(shè)計(jì)的數(shù)據(jù)分析系統(tǒng)。因?yàn)槭堑谝粋€(gè)擁有4維數(shù)據(jù)（2個(gè)空間，1個(gè)時(shí)間，1個(gè)能量）的衛(wèi)星，而且每一維數(shù)據(jù)都有許多獨(dú)立的元

20、素，所以CIAO是被設(shè)計(jì)來(lái)處理N維數(shù)據(jù)的而不管分析的是哪一維數(shù)據(jù)。而且，除了少數(shù)儀器的專用工具，CIAO是不依賴于衛(wèi)星的。§2.3 數(shù)據(jù)簡(jiǎn)介Primary目錄acisf11716N002_evt2.fitsacisf11716_000N002_bpix1.fits acisf11716_000N002_fov1.fits acisf11716N002_cntr_img2.fits acisf11716N002_cntr_img2.jpg acisf11716N002_full_img2.fits acisf11716N002_full_img2.jpg Secondary 目錄aci

21、sf11716_000N002_msk1.fits acisf371564623N002_pbk0.fits第3章 數(shù)據(jù)處理流程及結(jié)果§3.1 數(shù)據(jù)處理流程3.1.1 采用SAOImage DS9獲得能譜 DS9獲取星系團(tuán)的X射線圖像 用DS9軟件打開(kāi)CIAO數(shù)據(jù)庫(kù)中Primary目錄下的“acisf11716N002_evt2.fits”文件。（圖3.1.1-1 星系團(tuán)的X射線圖像） 選取區(qū)域 用DS9在圖2.2.1中選取六個(gè)環(huán)區(qū)域及一個(gè)box背景如圖3.1.1-1，保存為ciao，分別記作ds9_1.reg，ds9_2.reg，ds9_3.reg，ds9_4.reg，ds9_5.

22、reg，ds9_6.reg，ds9_bkg.reg。如下圖示：（圖3.1.1-2 ds9所做ccd上的圓環(huán)區(qū)域與背景） 利用CIAO做相關(guān)能譜 分別對(duì)應(yīng)于圖3.1.1-2的六個(gè)環(huán)和一個(gè)box背景，用CIAO中specextract程序處理下列區(qū)域數(shù)據(jù)：軟件流程圖（UML圖）和原程序清單見(jiàn)附錄1ds9_1.regds9_2.regds9_3.regds9_4.regds9_5.regds9_6.regds9_bkg.reg然后在primary目錄下得到如下能譜相關(guān)文件：（圖3.1.1-3 與能譜1相關(guān)文件）3.1.2 用sherpa軟件進(jìn)行能譜擬合第1環(huán)擬合圖像及數(shù)據(jù) 軟件流程圖（UML圖）和原

23、程序清單見(jiàn)附錄2（圖3.1.2-1） Degrees of freedom = 434Reduced statistic = 1.10225 p1.kT 4.91598 keV 4.920.09 keV p1.norm 0.0197781 0.01980.0001第2環(huán)擬合圖像及數(shù)據(jù)（圖3.1.2-2）Degrees of freedom = 458Reduced statistic = 0.993849 p1.kT 3.92117 keV 3.920.11 keV p1.norm 0.0117106 0.01170.0001第3環(huán)擬合圖像及數(shù)據(jù)（圖3.1.2-3）Degrees of fre

24、edom = 456Reduced statistic = 0.889563 p1.kT 3.51301 keV 3.510.07 keV p1.norm 0.0118585 0.01190.0001第4環(huán)擬合圖像及數(shù)據(jù)（圖3.1.2-4）Degrees of freedom = 457Reduced statistic = 0.810505 p1.kT 3.47636 keV 3.480.09 keV p1.norm 0.0105093 0.01050.0001第5環(huán)擬合圖像及數(shù)據(jù)（圖3.1.2-5）Degrees of freedom = 448Reduced statistic = 0.

25、975602 p1.kT 3.23484 keV 3.230.08 keV p1.norm 0.0119331 0.01190.0001 第6環(huán)擬合圖像及數(shù)據(jù)（圖3.1.2-6）Degrees of freedom = 445Reduced statistic = 1.03244 p1.kT 3.34173 keV 3.340.07 keV p1.norm 0.0127865 0.01280.0001§3.2 數(shù)據(jù)結(jié)果整合3.2.1 R與kT，norm的關(guān)系 第6環(huán)為最內(nèi)層的環(huán)：# Region file format: CIAO version 1.0annulus(3:19:48

26、.158,+41:30:42.33,0.574',0.984') 第6環(huán)的半徑計(jì)算：（3.034'-2.624'）/2=0.205；0.574'+0.205=0.779。 環(huán)數(shù)(N)半徑（R）/kT/kevnormReduced statistic12.829'4.920.090.01980.00011.10225022.419'3.920.110.01170.00010.99384932.009'3.510.070.01190.00010.88956341.599'3.480.090.01050.00010.810505

27、51.189'3.230.080.01190.00010.97560260.779'3.340.070.01280.00011.032440R與kT的關(guān)系圖（圖3.2.1-1 R與kT關(guān)系）R與norm的關(guān)系圖（圖3.2.1-2 R與norm關(guān)系）3.2.3 R與的關(guān)系因?yàn)?，則由可得出下邊一組數(shù)據(jù)：半徑（R）/0.779'2.101.189'1.351.599'1.052.009'0.842.419'0.742.829'0.71根據(jù)數(shù)據(jù)畫(huà)出R與關(guān)系圖：（圖3.2.3）結(jié) 論1、 對(duì)六個(gè)環(huán)能譜的擬合結(jié)果顯示，Reduced sta

28、tistic都接近于1.，軔致輻射模型能很好地?cái)M合觀測(cè)到的能譜，說(shuō)明星系團(tuán)X射線輻射產(chǎn)生于軔致輻射。2、 圖3.2.1-1得出，kT隨R的分布，由里到外不斷升高，其范圍變化在3-5 keV。3、 ，則(norm)也正比于電子密度，又由圖3.2.3得出，由里到外，R不斷增大，不斷下降，則隨R增大也逐漸降低。4、 由以上2,3條結(jié)論可得出密度和溫度的分布，故依據(jù)可以進(jìn)一步計(jì)算persues星系團(tuán)的質(zhì)量。 附 錄附錄1 利CIAO做出相關(guān)能譜附錄1.0 第1環(huán)能譜得出過(guò)程 第2,3,4,5,6環(huán)同1，略u(píng)nix cat ds9_1.reg # Region file format: CIAO ver

29、sion 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.fitsunix punlearn specextractunix pset specextract infile="acisf

30、11716N002_evt2.fitssky=region(ds9_1.reg)"unix pset specextract outroot=ds9_1.regunix pset specextractbkgfile="acisf11716N002_evt2.fitssky=region(ds9_bkg.reg)"unix pset specextract asp=pcad_asol1.lisunix pset specextract pbkfile=acisf371564623N002_pbk0.fitsunix pset specextract mskfile

31、=acisf11716_000N002_msk1.fitsunix pset specextract badpixfile=acisf11716_000N002_bpix1.fitsunix pset specextract weight=yes correct=nounix pset specextract grouptype=NUM_CTS binspec=30unix specextractSource event file(s) (acisf11716N002_evt2.fitssky=region(ds9_1.reg): Output directory path + root na

32、me 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.fitssky=region(ds9_bkg.reg): Create background ARF and RMF? (yes): Sourc

33、e 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附錄2 利用sherpa軟件進(jìn)行能譜擬合附錄2.1 擬合第1環(huán)圖像及數(shù)據(jù) 第2,3,4,5,6環(huán)同1，略sherpa-1> load_pha("ds9_1.reg_grp.pi"） #這里使用ds

34、9_bkg.reg作為第一環(huán)背景#sherpa-2> show_all()sherpa-3> show_bkg()sherpa-4> data_sum = calc_data_sum(id=1)sherpa-5> print(data_sum)156330.0sherpa-6> data_cnt_rate = calc_data_sum()/get_exposure(id=1)sherpa-7> print(data_cnt_rate)3.94355941691sherpa-8> bkg_sum = calc_data_sum(bkg_id=1)she

35、rpa-9> print(bkg_sum)47478.0sherpa-10> bkg_cnt_rate = calc_data_sum(bkg_id=1)/get_exposure(bkg_id=1)sherpa-11> print(bkg_cnt_rate)1.19767360069sherpa-12> plot_data() #作圖像#（圖附錄2.1-1）sherpa-13> ignore_id(1, ":0.8,8.0:") #根據(jù)上圖忽略容易造成擬合圖像的兩邊緣：0.8-8.0#sherpa-14> subtract() #減除背

36、景#sherpa-15> plot_data() #操作13,14步之后再一次作圖如下#（圖附錄2.1-2）sherpa-16> set_source(xsphabs.abs1 * xsmekal.p1) #xsmekal為model一種類型#sherpa-17> abs1.nH = 0.13210 #固定值#sherpa-18> freeze(abs1.nH)sherpa-19> show_model()Model: 1apply_rmf(apply_arf(39641.8523148 * (xsphabs.abs1 * xsmekal.p1) Param Ty

37、pe Value Min Max Units - - - - - - abs1.nH frozen 0.132 0 100000 1022 atoms / cm2 p1.kT thawed 1 0.0808 79.9 keV p1.nH frozen 1 1e-05 1e+19 cm-3 p1.Abundanc frozen 1 0 1000 p1.redshift frozen 0 0 10 p1.switch frozen 1 0 1 p1.norm thawed 1 0 1e+24 sherpa-20> guess(p1)sherpa-21> show_model()Mode

38、l: 1apply_rmf(apply_arf(39641.8523148 * (xsphabs.abs1 * xsmekal.p1) Param Type Value Min Max Units - - - - - - abs1.nH frozen 0.132 0 100000 1022 atoms / cm2 p1.kT thawed 1 0.0808 79.9 keV p1.nH frozen 1 1e-05 1e+19 cm-3 p1.Abundanc frozen 1 0 1000 p1.redshift frozen 0 0 10 p1.switch frozen 1 0 1 p1

39、.norm thawed 0.364697 0.000364697 364.697 sherpa-22> fit() #擬合數(shù)據(jù)#Dataset = 1Method = levmarStatistic = chi2gehrelsInitial fit statistic = 9.14582e+07Final fit statistic = 478.377 at function evaluation 28Data points = 436Degrees of freedom = 434Probability Q-value = 0.0694071Reduced statistic = 1

40、.10225Change in statistic = 9.14577e+07 p1.kT 4.91598 keV p1.norm 0.0197781 sherpa-23> calc_stat_info()Dataset = 1Statistic = chi2gehrelsFit statistic value = 478.377Data points = 436Degrees of freedom = 434Probability Q-value = 0.0694071Reduced statistic = 1.10225sherpa-24> goodness = get_sta

41、t_info()sherpa-25> print(goodness0)name = Dataset ids = bkg_ids = Nonestatname = chi2gehrelsstatval = 478.377081049numpoints = 436dof = 434qval = 0.0694070995957rstat = 1.10225133882sherpa-26> plot_fit_delchi() #再次擬合#（圖附錄2.1-3）sherpa-27> show_fit()Optimization Method: LevMarname = levmarfto

42、l = 1.19209289551e-07xtol = 1.19209289551e-07gtol = 1.19209289551e-07maxfev = Noneepsfcn = 1.19209289551e-07factor = 100.0verbose = 0Statistic: Chi2GehrelsChi Squared with Gehrels varianceFit:Dataset = 1Method = levmarStatistic = chi2gehrelsInitial fit statistic = 9.14582e+07Final fit statistic = 47

43、8.377 at function evaluation 28Data points = 436Degrees of freedom = 434Probability Q-value = 0.0694071Reduced statistic = 1.10225Change in statistic = 9.14577e+07 p1.kT 4.91598 keV p1.norm 0.0197781 sherpa-28> print(get_fit_results().qval)0.0694070995957sherpa-29> print(get_fit_results().rsta

44、t)1.10225133882sherpa-30> covar() #誤差#Dataset = 1Confidence Method = covarianceIterative Fit Method = NoneFitting Method = levmarStatistic = chi2gehrelscovariance 1-sigma (68.2689%) bounds: Param Best-Fit Lower Bound Upper Bound - - - - p1.kT 4.91598 keV -0.093717 keV 0.093717 keV p1.norm 0.01977

45、81 -0.000114506 0.000114506附錄2.2 背景的取法第2環(huán)及其以后將外層環(huán)作為內(nèi)層環(huán)的背景，依次擬合，如下：sherpa-1> load_pha("ds9_2.reg_grp.pi")sherpa-2> load_bkg("ds9_1.reg.pi") #將投影后的第1環(huán)作為第2環(huán)的背景#sherpa-1> load_pha("ds9_3.reg_grp.pi")sherpa-2> load_bkg("ds9_2.reg.pi") #將投影后的第2環(huán)作為第3環(huán)的背景#sherpa-1> load_pha("ds9_4.reg_grp.pi")sherpa-2> load_bkg("ds9_3.reg.pi") #將投影后的第3環(huán)作為第4環(huán)的背景#sherpa-1> l