Investigation of the high-mass X-ray binary populations in the small magellanic cloud

 
Το τεκμήριο παρέχεται από τον φορέα :

Αποθετήριο :
Εθνικό Αρχείο Διδακτορικών Διατριβών
δείτε την πρωτότυπη σελίδα τεκμηρίου
στον ιστότοπο του αποθετηρίου του φορέα για περισσότερες πληροφορίες και για να δείτε όλα τα ψηφιακά αρχεία του τεκμηρίου*
κοινοποιήστε το τεκμήριο




2014 (EL)
Μελέτη των διπλών αστρικών συστημάτων εκπομπής ακτίνων-Χ μεγάλης μάζας στο μικρό νέφος του Μαγγελάνου
Investigation of the high-mass X-ray binary populations in the small magellanic cloud

Μαραβέλιας, Γρηγόριος

We investigated the High-Mass X-ray Binary (HMXB) population in the Small Magellanic Cloud (SMC), using two methods to obtain their observational parameters (spectral types, Hα excess), and we developed two techniques for automated and quantitative spectral classification. A spectroscopic survey to obtain optical spectra for a large number of SMC HMXBs identified in previous Chandra and XMM-Newton surveys, resulted in the identification of the spectral types for 5 new HMXBs, and the confirmation of the spectral classification of 15 known HMXBs. We find marginal evidence for difference between the spectral type distributions between the HMXB populations in the SMC and our Galaxy, but no statistically significant differences for their orbital periods and the eccentricities. We provide evidence that the well known supergiant B[e] star LHA 115-S 18 is the optical counterpart of the weak X-ray source CXOU J005409.57-724143.5, and we discuss the scenario of an obscured supergiant X-ray binary. To overcome the subjectivity in the stellar spectral classification, based on the visual inspection of their spectra, we developed two diagnostic schemes by measuring the equivalent (EW) width of diagnostically important spectral lines for early-type stars: (a) the Continuous Fit approach gives the spectral type of a star as the solution of an equation involving the EWs of different spectral lines, and succesfully classifies the majority of the sources (~65%), (b) a Naive Bayesian Classifier gives the probability that a spectrum corresponds to a given spectral type, based on the distribution of EWs of diagnostic lines of different stellar spectral types, and correctly classifies the majority (~70%) of early-type stars in our samples (limited only by the training sample). We performed Hα imaging for 6 fields in the SMC with recent star formation, to search for new Hα emitting counterparts for X-ray sources detected by the XMM-Newton survey (Sturm et al., 2013). We identified 4747 Hα emission sources down to R=18.7 mag (equivalent to ~B8 type Main Sequence stars), providing support in favor of the HMXB nature for 8 candidate HMXBs. We find that OBe stars are 13% of the total OB stellar population in the SMC, and their Hα excess peaks at spectral range O9-B2. The fraction of confirmed and candidate HMXBs with respect to the OBe stars is found to be in the range ~ 0.0005-0.0014 HMXB/OBe, a direct measurement of the formation rate of HMXBs in the SMC.
Μελετήσαμε τον πληθυσμό Διπλών Συστημάτων Εκπομπής Ακτίνων-Χ Μεγάλης Μάζας (ΔΣΕΧΜΜ) στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου (ΜΝΜ), χρησιμοποιώντας δύο μεθόδους για να βρούμε φασματικούς τύπους και εκπομπή Ηα, και αναπτύξαμε δύο τεχνικές για αυτόματη και φασματική ταξινόμηση με ποσοτικό προσδιορισμό του σφάλματος.Με φασματοσκοπική έρευνα αποκτήσαμε οπτικά φάσματα για ένα μεγάλο αριθμό ΔΣΕΧΜΜ του ΜΝΜ, που είχαν ανιχνευτεί σε προηγούμενες έρευνες του Chandra και XMM-Newton, με αποτέλεσμα την ταυτοποίηση φασματικών τύπων για 5 νέα ΔΣΕΧΜΜ, και την επιβεβαίωση της φασματικής ταξινόμησης για 15 γνωστά ΔΣΕΧΜΜ. Βρίσκουμε οριακά διαφορά μεταξύ των κατανομών των φασματικών τύπων για ΔΣΕΧΜΜ μεταξύ του ΜΝΜ και του Γαλαξία μας, αλλά όχι στατιστικά σημαντικές διαφορές για τις τροχιακές περιόδους και τις εκκεντρότητές τους. Αποδεικνύουμε ότι ο γνωστός υπεργίγαντας B[e] LHA 115-S 18 είναι η αντίστοιχη οπτική πηγή της αμυδρής πηγής ακτίνων Χ CXOU J005409.57-724143.5, και συζητάμε τη φύση αυτού στα πλαίσια ενός ΔΣΕΧΜΜ με υπεργίγαντα δότη σε περιβάλλον με έντονη απορρόφηση των ακτίνων Χ.Για να ξεπεράσουμε την υποκειμενικότητα στην αστρική φασματική ταξινόμηση, που βασίζεται στην οπτική επισκόπηση των φασμάτων, αναπτύξαμε δύο διαγνωστικές τεχνικές μετρώντας το ισοδύναμο πλάτος (ΙΠ) σημαντιkών διαγνωστικών φασματικών γραμμών για νεαρά άστρα: (α) η μέθοδος Συνεχούς Προσαρμογής δίνει το φασματικό τύπο ενός άστρου από τη λύση μια εξίσωσης που περιλαμβάνει τα ΙΠ από διαφορετικές φασματικές γραμμές, και ταξινομεί σωστά την πλειονότητα των πηγών (~65%), (β) ο Απλός Μπεϋζιανός Ταξινομητής δίνει την πιθανότητα ένα φάσμα να αντιστοιχεί σε δεδομένο φασματικό τύπο, βασισμένος στην κατανομή των ΙΠ των διαγνωστικών γραμμών από διαφορετικούς φασματικούς τύπους, ταξινομώντας σωστά την πλειονότητα των νεαρών άστρων (~70%) στα δείγματά μας (περιοριζόμενος μόνο από το δείγμα εκπαίδευσης).Παρατηρήσαμε στο φίλτρο Ηα 6 περιοχές του ΜΝΜ με πρόσφατη αστρο-γέννεση, για ανίχνευση νέων πηγών με εκπομπή Ηα αντίστοιχων των πηγών ακτίνων Χ που ανιχνεύτηκαν από τον XMM-Newton (Sturm et al., 2013). Βρήκαμε 4747 αντικείμενα με εκπομπή Ηα μέχρι το οριακό μέγεθος R=18.7 mag (που αντιστοιχεί σε άστρα τύπου ~B8 της Κύριας Ακολουθίας), υποστηρίζοντας περαιτέρω την φύση 8 υποψήφιων ΔΣΕΧΜΜ ως τέτοια.Υπολογίζουμε ότι τα άστρα OBe αποτελούν το 13% του ολικού αριθμού των αστρικού πληθυσμού ΟΒ στο ΜΝΜ, και η εκπομπή Ηα μεγιστοποιείται για άστρα φασματικού τύπου Ο9-Β2. Το ποσοστό των επιβεβαιωμένων και υποψήφιων ΔΣΕΧΜΜ ως προς τον αριθμό των ΟΒe άστρων υπολογίζεται σε ~0.0005-0.0014 ΔΣΕΧΜΜ/OBe, που αποτελεί μια απευθείας μέτρηση του ρυθμού σχηματισμού ΔΣΕΧΜΜ στο ΜΝΜ.

Hα imaging
Small Magellanic cloud / Galaxy
Optical spectroscopy
Οπτική φασματοσκοπία
Άστρα εκπομπής / Άστρα Be
Απεικόνιση Hα
Άστρα μεγάλης μάζας
Μικρό νέφος του Μαγγελάνου / Γαλαξίας
X-ray binaries
Διπλά συστήματα ακτίνων Χ
Emission-line / Be stars
Massive stars

Εθνικό Κέντρο Τεκμηρίωσης (ΕΚΤ) (EL)
National Documentation Centre (EKT) (EN)

Αγγλική γλώσσα

2014


University of Crete (UOC)
Πανεπιστήμιο Κρήτης



*Η εύρυθμη και αδιάλειπτη λειτουργία των διαδικτυακών διευθύνσεων των συλλογών (ψηφιακό αρχείο, καρτέλα τεκμηρίου στο αποθετήριο) είναι αποκλειστική ευθύνη των αντίστοιχων Φορέων περιεχομένου.