對NGC5128星系50kpc內表面亮度輪廓的研究
發(fā)布時間：2019-10-13 09:01
【摘要】：NGC5128是距離地球最近的、可通過地面望遠鏡直接分辨其中紅巨星分支恒星的巨橢球星系。通過分辨并計數該星系外暈中的紅巨星分支恒星,研究其星系暈的表面亮度輪廓,并對位于該星系外恒星暈主軸方向的內外兩個視場的圖像進行測光研究,這些CCD圖像來自Magellan/IMACS f/4望遠鏡的V和I兩個波段。通過星等和顏色對紅巨星分支恒星進行篩選,最終在兩個視場的圖像中分別得到包含4719和980個紅巨星分支恒星候選的樣本,并將外場樣本用于對內場污染的估計和矯正。采用Sersic定律對內場表面亮度輪廓進行擬合,得到的最佳擬合參數為:V波段,re=6.21角分,μe=22.05 mag/arcsec2,n=1.90,擬合誤差為0.37星等;I波段,re=6.57角分,μe=20.79 mag/arcsec2,n=1.90,擬合誤差為0.41星等。結果顯示V和I波段的擬合結果一致,并且在數據的精度內,沒有發(fā)現輪廓向暈族突變的跡象。
【圖文】：
廓,從而于進一步了解NGC5128并和歷史及演化狀態(tài)。圖1中,行星狀星云以小圓圈的形式標出,我們選擇的視場1和3用方形框出。可以看到,這兩個視場中都有行星狀星云存在,確保我們的觀測能覆蓋到數量可觀的外暈恒星。1觀測和數據1.1圖像數據觀測數據來自我們2008年在Magellan/IMACS完成的觀測項目,該觀測項目是基于“通過分辨比紅巨星分支頂端暗1個星等的恒星對恒星暈進行大范圍研究”的技術。該技術廣泛運用于對M31和M33星系的恒星暈研究,并取得大量成果[15 18]。前人研究顯示,NGC5128中恒星暈的紅巨星分支頂端圖1NGC5128的2°×2°DSS圖像Fig.1A2°×2°DSSimageofNGC5128的星等為I0=24.0,貧金屬紅巨星顏色為(V-I)0≈1.5[11]。因此我們的觀測項目預計分辨出I0=25.0和V0=26.5的紅巨星分支恒星。觀測的兩個視場沿著該星系的東北主軸方向,采用f/4照相機,其15′.4×15′.4的視場對應于該星系16千秒差距×16千秒差距的范圍,視場1和3的指向基于已被觀測到的行星狀星云[10]。兩個視場的中心到該星系中心的距離分別約為50和85千秒差距。NGC5128星系中心坐標為a=13h25m30s.0和d=-43°01′00″(J2000)。其中視場1的中心坐標為a=13h28m09s.5和d=-41°53′54″.2,視場3的中心坐標為a=13h26m30s.9和d=-42°27′25″.6。Magellan/IMACS的CCD曝光圖像由4×2子片構成,每個子片的大小為2048×4096像素。像素比例為1像素=0″.111,因此整個CCD的大小為15′.4×15′.4。CCD增益為0.9e-/adu,讀出噪音為4.7。1.2對象星表使用軟件IRAF對得到的圖像數據進行偏差、過掃描、平場化和壞像素的修正。使用USNO-B1星表分別獲得兩個視場內的V和I波段圖像的世界坐標系的初步估計,之
胥君等對NGC5128星系50kpc內表面亮度輪廓的研究3圖3測光的零點和顏色修正Fig.3Calibrationofthemagnitudezeropointandcolor-term圖2I波段圖像的點擴散函數半高全寬(FWHM)的數分布Fig.2NumberdistributionoftheFWHMofPSFfortheI-bandimagesDAOPHOTII-ALLSTAR對這些唯一的、更深星等的疊合圖像進行點擴散函數擬合測光。點擴散函數的這一顯著變化可以從其半高全寬的數分布(圖2)中看出。圖2中,點擴散函數的半高全寬在兩個視場都有顯著變化,尤其是內場,其值在0.8~1.0角秒大量分布。利用點擴散函數擬合測光得到兩個視場不同波段的恒星測光表后,使用Peng[19]得到的標準星表對其進行視星等零點和顏色偏差的校準。由最小二乘法擬合得到的轉換公式為Vfit=V+(V-I)×(-0.038±0.003)+(9.428±0.002),Ifit=I+(V-I)×(-0.033±0.0003)+(8.697±0.002)。擬合結果如圖3所示。圖3包含490顆擬合所用的樣本星,它們的星等差和顏色及各自的誤差棒都在圖中標出。最后進行銀河系前景消光的修正。從NED(NASA/IPACExtragalacticDatabase)得到的消光指數為AI=0.173星等和Av=0.315星等。因此最終得到的測光校準公式為Vfit=V+(V-I)×(-0.038±0.003)+(9.428±0.002)-0.315,Ifit=I+(V-I)×(-0.033±0.003)+(8.697±0.002)-0.173。
【作者單位】： 北京大學物理學院天文系;
【基金】：國家自然科學基金(11173003)資助
【分類號】：P152
【圖文】：
廓,從而于進一步了解NGC5128并和歷史及演化狀態(tài)。圖1中,行星狀星云以小圓圈的形式標出,我們選擇的視場1和3用方形框出。可以看到,這兩個視場中都有行星狀星云存在,確保我們的觀測能覆蓋到數量可觀的外暈恒星。1觀測和數據1.1圖像數據觀測數據來自我們2008年在Magellan/IMACS完成的觀測項目,該觀測項目是基于“通過分辨比紅巨星分支頂端暗1個星等的恒星對恒星暈進行大范圍研究”的技術。該技術廣泛運用于對M31和M33星系的恒星暈研究,并取得大量成果[15 18]。前人研究顯示,NGC5128中恒星暈的紅巨星分支頂端圖1NGC5128的2°×2°DSS圖像Fig.1A2°×2°DSSimageofNGC5128的星等為I0=24.0,貧金屬紅巨星顏色為(V-I)0≈1.5[11]。因此我們的觀測項目預計分辨出I0=25.0和V0=26.5的紅巨星分支恒星。觀測的兩個視場沿著該星系的東北主軸方向,采用f/4照相機,其15′.4×15′.4的視場對應于該星系16千秒差距×16千秒差距的范圍,視場1和3的指向基于已被觀測到的行星狀星云[10]。兩個視場的中心到該星系中心的距離分別約為50和85千秒差距。NGC5128星系中心坐標為a=13h25m30s.0和d=-43°01′00″(J2000)。其中視場1的中心坐標為a=13h28m09s.5和d=-41°53′54″.2,視場3的中心坐標為a=13h26m30s.9和d=-42°27′25″.6。Magellan/IMACS的CCD曝光圖像由4×2子片構成,每個子片的大小為2048×4096像素。像素比例為1像素=0″.111,因此整個CCD的大小為15′.4×15′.4。CCD增益為0.9e-/adu,讀出噪音為4.7。1.2對象星表使用軟件IRAF對得到的圖像數據進行偏差、過掃描、平場化和壞像素的修正。使用USNO-B1星表分別獲得兩個視場內的V和I波段圖像的世界坐標系的初步估計,之
胥君等對NGC5128星系50kpc內表面亮度輪廓的研究3圖3測光的零點和顏色修正Fig.3Calibrationofthemagnitudezeropointandcolor-term圖2I波段圖像的點擴散函數半高全寬(FWHM)的數分布Fig.2NumberdistributionoftheFWHMofPSFfortheI-bandimagesDAOPHOTII-ALLSTAR對這些唯一的、更深星等的疊合圖像進行點擴散函數擬合測光。點擴散函數的這一顯著變化可以從其半高全寬的數分布(圖2)中看出。圖2中,點擴散函數的半高全寬在兩個視場都有顯著變化,尤其是內場,其值在0.8~1.0角秒大量分布。利用點擴散函數擬合測光得到兩個視場不同波段的恒星測光表后,使用Peng[19]得到的標準星表對其進行視星等零點和顏色偏差的校準。由最小二乘法擬合得到的轉換公式為Vfit=V+(V-I)×(-0.038±0.003)+(9.428±0.002),Ifit=I+(V-I)×(-0.033±0.0003)+(8.697±0.002)。擬合結果如圖3所示。圖3包含490顆擬合所用的樣本星,它們的星等差和顏色及各自的誤差棒都在圖中標出。最后進行銀河系前景消光的修正。從NED(NASA/IPACExtragalacticDatabase)得到的消光指數為AI=0.173星等和Av=0.315星等。因此最終得到的測光校準公式為Vfit=V+(V-I)×(-0.038±0.003)+(9.428±0.002)-0.315,Ifit=I+(V-I)×(-0.033±0.003)+(8.697±0.002)-0.173。
【作者單位】： 北京大學物理學院天文系;
【基金】：國家自然科學基金(11173003)資助
【分類號】：P152
【共引文獻】
相關期刊論文 前1條
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4 方勵之 ,鄧祖淦;無碰撞引力氣體的后牛頓輸運方程[J];中國科學技術大學學報;1973年01期
5 戴文賽;星系的結構和演化[J];科學通報;1977年06期
6 陸W，
本文編號：2548593
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