对NGC5128星系50kpc内表面亮度轮廓的研究
发布时间：2019-10-13 09:01
【摘要】：NGC5128是距离地球最近的、可通过地面望远镜直接分辨其中红巨星分支恒星的巨椭球星系。通过分辨并计数该星系外晕中的红巨星分支恒星,研究其星系晕的表面亮度轮廓,并对位于该星系外恒星晕主轴方向的内外两个视场的图像进行测光研究,这些CCD图像来自Magellan/IMACS f/4望远镜的V和I两个波段。通过星等和颜色对红巨星分支恒星进行筛选,最终在两个视场的图像中分别得到包含4719和980个红巨星分支恒星候选的样本,并将外场样本用于对内场污染的估计和矫正。采用Sersic定律对内场表面亮度轮廓进行拟合,得到的最佳拟合参数为:V波段,re=6.21角分,μe=22.05 mag/arcsec2,n=1.90,拟合误差为0.37星等;I波段,re=6.57角分,μe=20.79 mag/arcsec2,n=1.90,拟合误差为0.41星等。结果显示V和I波段的拟合结果一致,并且在数据的精度内,没有发现轮廓向晕族突变的迹象。
【图文】：
廓,从而于进一步了解NGC5128并和历史及演化状态。图1中,行星状星云以小圆圈的形式标出,我们选择的视场1和3用方形框出。可以看到,这两个视场中都有行星状星云存在,确保我们的观测能覆盖到数量可观的外晕恒星。1观测和数据1.1图像数据观测数据来自我们2008年在Magellan/IMACS完成的观测项目,该观测项目是基于“通过分辨比红巨星分支顶端暗1个星等的恒星对恒星晕进行大范围研究”的技术。该技术广泛运用于对M31和M33星系的恒星晕研究,并取得大量成果[15 18]。前人研究显示,NGC5128中恒星晕的红巨星分支顶端图1NGC5128的2°×2°DSS图像Fig.1A2°×2°DSSimageofNGC5128的星等为I0=24.0,贫金属红巨星颜色为(V-I)0≈1.5[11]。因此我们的观测项目预计分辨出I0=25.0和V0=26.5的红巨星分支恒星。观测的两个视场沿着该星系的东北主轴方向,采用f/4照相机,其15′.4×15′.4的视场对应于该星系16千秒差距×16千秒差距的范围,视场1和3的指向基于已被观测到的行星状星云[10]。两个视场的中心到该星系中心的距离分别约为50和85千秒差距。NGC5128星系中心坐标为a=13h25m30s.0和d=-43°01′00″(J2000)。其中视场1的中心坐标为a=13h28m09s.5和d=-41°53′54″.2,视场3的中心坐标为a=13h26m30s.9和d=-42°27′25″.6。Magellan/IMACS的CCD曝光图像由4×2子片构成,每个子片的大小为2048×4096像素。像素比例为1像素=0″.111,因此整个CCD的大小为15′.4×15′.4。CCD增益为0.9e-/adu,读出噪音为4.7。1.2对象星表使用软件IRAF对得到的图像数据进行偏差、过扫描、平场化和坏像素的修正。使用USNO-B1星表分别获得两个视场内的V和I波段图像的世界坐标系的初步估计,之
胥君等对NGC5128星系50kpc内表面亮度轮廓的研究3图3测光的零点和颜色修正Fig.3Calibrationofthemagnitudezeropointandcolor-term图2I波段图像的点扩散函数半高全宽(FWHM)的数分布Fig.2NumberdistributionoftheFWHMofPSFfortheI-bandimagesDAOPHOTII-ALLSTAR对这些唯一的、更深星等的叠合图像进行点扩散函数拟合测光。点扩散函数的这一显著变化可以从其半高全宽的数分布(图2)中看出。图2中,点扩散函数的半高全宽在两个视场都有显著变化,尤其是内场,其值在0.8~1.0角秒大量分布。利用点扩散函数拟合测光得到两个视场不同波段的恒星测光表后,使用Peng[19]得到的标准星表对其进行视星等零点和颜色偏差的校准。由最小二乘法拟合得到的转换公式为Vfit=V+(V-I)×(-0.038±0.003)+(9.428±0.002),Ifit=I+(V-I)×(-0.033±0.0003)+(8.697±0.002)。拟合结果如图3所示。图3包含490颗拟合所用的样本星,它们的星等差和颜色及各自的误差棒都在图中标出。最后进行银河系前景消光的修正。从NED(NASA/IPACExtragalacticDatabase)得到的消光指数为AI=0.173星等和Av=0.315星等。因此最终得到的测光校准公式为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。
【作者单位】： 北京大学物理学院天文系;
【基金】：国家自然科学基金(11173003)资助
【分类号】：P152
【图文】：
廓,从而于进一步了解NGC5128并和历史及演化状态。图1中,行星状星云以小圆圈的形式标出,我们选择的视场1和3用方形框出。可以看到,这两个视场中都有行星状星云存在,确保我们的观测能覆盖到数量可观的外晕恒星。1观测和数据1.1图像数据观测数据来自我们2008年在Magellan/IMACS完成的观测项目,该观测项目是基于“通过分辨比红巨星分支顶端暗1个星等的恒星对恒星晕进行大范围研究”的技术。该技术广泛运用于对M31和M33星系的恒星晕研究,并取得大量成果[15 18]。前人研究显示,NGC5128中恒星晕的红巨星分支顶端图1NGC5128的2°×2°DSS图像Fig.1A2°×2°DSSimageofNGC5128的星等为I0=24.0,贫金属红巨星颜色为(V-I)0≈1.5[11]。因此我们的观测项目预计分辨出I0=25.0和V0=26.5的红巨星分支恒星。观测的两个视场沿着该星系的东北主轴方向,采用f/4照相机,其15′.4×15′.4的视场对应于该星系16千秒差距×16千秒差距的范围,视场1和3的指向基于已被观测到的行星状星云[10]。两个视场的中心到该星系中心的距离分别约为50和85千秒差距。NGC5128星系中心坐标为a=13h25m30s.0和d=-43°01′00″(J2000)。其中视场1的中心坐标为a=13h28m09s.5和d=-41°53′54″.2,视场3的中心坐标为a=13h26m30s.9和d=-42°27′25″.6。Magellan/IMACS的CCD曝光图像由4×2子片构成,每个子片的大小为2048×4096像素。像素比例为1像素=0″.111,因此整个CCD的大小为15′.4×15′.4。CCD增益为0.9e-/adu,读出噪音为4.7。1.2对象星表使用软件IRAF对得到的图像数据进行偏差、过扫描、平场化和坏像素的修正。使用USNO-B1星表分别获得两个视场内的V和I波段图像的世界坐标系的初步估计,之
胥君等对NGC5128星系50kpc内表面亮度轮廓的研究3图3测光的零点和颜色修正Fig.3Calibrationofthemagnitudezeropointandcolor-term图2I波段图像的点扩散函数半高全宽(FWHM)的数分布Fig.2NumberdistributionoftheFWHMofPSFfortheI-bandimagesDAOPHOTII-ALLSTAR对这些唯一的、更深星等的叠合图像进行点扩散函数拟合测光。点扩散函数的这一显著变化可以从其半高全宽的数分布(图2)中看出。图2中,点扩散函数的半高全宽在两个视场都有显著变化,尤其是内场,其值在0.8~1.0角秒大量分布。利用点扩散函数拟合测光得到两个视场不同波段的恒星测光表后,使用Peng[19]得到的标准星表对其进行视星等零点和颜色偏差的校准。由最小二乘法拟合得到的转换公式为Vfit=V+(V-I)×(-0.038±0.003)+(9.428±0.002),Ifit=I+(V-I)×(-0.033±0.0003)+(8.697±0.002)。拟合结果如图3所示。图3包含490颗拟合所用的样本星,它们的星等差和颜色及各自的误差棒都在图中标出。最后进行银河系前景消光的修正。从NED(NASA/IPACExtragalacticDatabase)得到的消光指数为AI=0.173星等和Av=0.315星等。因此最终得到的测光校准公式为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。
【作者单位】： 北京大学物理学院天文系;
【基金】：国家自然科学基金(11173003)资助
【分类号】：P152
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6 陆W，
本文编号：2548593
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