【摘要】：當(dāng)X射線穿越星際介質(zhì)時(shí)會(huì)被星際塵埃顆粒吸收和散射,散射角度較小的光子就會(huì)在原來(lái)的X射線周圍形成一個(gè)彌散的圖像,這就是“暈”。散射的強(qiáng)度與被散射光子的能量、散射光深、塵埃顆粒的成分和大小分布以及塵埃顆粒在視線方向上的空間分布都有關(guān)系,因此X射線散射“暈”也就成為研究星際塵埃顆粒大小分布以及空間分布的一種重要手段。Chandra衛(wèi)星上的ACIS具有很高的角分辨率、良好的能量分辨率和較寬的能量范圍,因此成為最理想的研究X射線暈的儀器。但在標(biāo)準(zhǔn)的TE觀測(cè)模式下,強(qiáng)源的光子通常在源的中心造成嚴(yán)重的堆積效應(yīng),使我們不能直接得到高角分辨率的暈的形狀。 因此我們首先改進(jìn)了Yao等人提出的從HETG/ACIS的CC模式的0階數(shù)據(jù)或者用TE模式中的1階數(shù)據(jù)提取小角度處的暈的徑向分布的方法,并重新分析了Chandra觀測(cè)的Cygnus X-1數(shù)據(jù)。然后我們用這種方法得到了17個(gè)X射線點(diǎn)源的暈的形狀,再利用星際塵埃模型WD01和MRN去擬合暈的強(qiáng)度分布,得到了氫的散射柱密度以及星際塵埃的空間分布,從WD01模型和MRN模型中擬合出來(lái)的氫的散射柱密度有很好的線性相關(guān)性,并且它們與能譜擬合中得到的氫的吸收柱密度也有很好的線性關(guān)系,它們的關(guān)系如下:NH,WD01 =(0.720±0.009)×N_(H,abs) + (0.051±0.013)和N_(H,MRN) = (1.156±0.016)×N_(H,abs) +(0.062±0.024),單位為10~(22) cm~(-2)。利用1.5角秒到60角秒之間的暈我們得到了暈的相對(duì)強(qiáng)度(FHI)與NH的統(tǒng)計(jì)關(guān)系。WD01模型和MRN模型的擬合結(jié)果都顯示在點(diǎn)源附近有相對(duì)較高密度的星際塵埃存在,我們認(rèn)為這是在X射線雙星附近存在分子云的有力證據(jù)。我們發(fā)現(xiàn)扣除點(diǎn)源附近(x = 0.99 ? 1.0)的氫后的氫的散射柱密度與點(diǎn)源的X射線光子所經(jīng)過(guò)的有效散射距離有一個(gè)很好的線性關(guān)系,而點(diǎn)源附近的氫的散射柱密度與有效散射距離則沒有明顯的相關(guān)性,說(shuō)明點(diǎn)源附近的星際塵埃與銀河系的塵埃盤沒有必然聯(lián)系。我們還估算了兩顆特殊的X射線脈沖星Vela X-1和GX 301-2附近的星風(fēng)結(jié)構(gòu)以及密度等。 最后我們提出用X射線暫現(xiàn)源的暈來(lái)研究星際塵埃的立體結(jié)構(gòu),用更高角分辨率的X射線散射暈來(lái)研究點(diǎn)源附近星際塵埃的分布,甚至是星風(fēng)的結(jié)構(gòu),以及利用點(diǎn)源附近的塵埃柱密度的統(tǒng)計(jì)分布來(lái)驗(yàn)證大質(zhì)量恒星不經(jīng)過(guò)超新星爆發(fā)而直接塌縮形成黑洞的可能性。
【學(xué)位授予單位】：清華大學(xué)
【學(xué)位級(jí)別】：博士
【學(xué)位授予年份】：2005
【分類號(hào)】：P155.2

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本文編號(hào)：2676175