跟中研院天文所的暑期小約會, 不知不覺已經接近尾聲,
兩個advisors下週都出國, 要放我自己吃草了.
我最後的工作除了把奇怪的code改對之外XD,
要準備一個20分鐘左右的talk, 跟其他人報告我兩個月都在鬼混什麼.
在夏威夷毛納基(Mauna kea)火山上有個厲害的望遠鏡CFHT,
名字就是出錢蓋它的國家們Canada France Hawaii Telescope的簡稱, 
在這個視野最好的四米級望遠鏡上,
裝了一個廣角紅外線照相機WIRCAM (Wide-field InfraRed CAMara)
它由四個2*2km的array組成, 以精細的解析度拍攝大範圍的天空.
因為每次拍攝的照片, 中間都會有一個十字的空隙
所以它會拍幾千張照片, 彼此之間都偏移一點點角度
在做data reduction的時候再把這些照片疊在一起, 就會獲得完整的圖了.
我的工作就是deal with這個紅外線照相機拍到的NGC1275照片.
NGC1275是英仙座星系團Perseus cluster裡面的中心星系(central cluster)
離我們很遠,大約兩億多光年
通常這樣的central galaxy都大到不行,
它們的中心可能在進行一些劇烈的活動, 會有很強的亮度或是x-ray射線之類的
我們叫他活躍星系核.(AGN, Active galactic nucleus)
這個Perseus cluster也是一個飽富爭議的"cooling flow" cluster
我們在X-ray波段可以看到
這些星系之間的氣體(ICM)放射出強烈的x-ray emission
越接近AGN越強,
顯示這些極高溫氣體應該正以很快的速度冷卻.
因為冷卻造成thermal pressure降低, 無法支撐外圍hot gas的壓力
而外圍氣體開始向內塌陷,
這種塌陷造成的對流就是"冷卻流"Cooling flow.
雖然理論上這麼說,
可是我們實際觀察到的冷卻物質卻比推算的少 (而且少很多)
所以這些cooling materials應該又被某種機制重新加熱,
是AGN的超級黑洞的噴流?
還是UV photons,還是x-ray radiation, 還是shock waves??
每種假設都符合部分的觀察事實,也可能同時被另外一個事實質疑,
所以這個reheating mechanism也是一個飽受爭議的難解問題.
我的澳洲人老師之前用SMA (sub millimeter array,次毫米波陣列)
用CO emission trace到NGC1275核心旁的兩塊低溫分子氣體
而WIYN telescope(Wisconsin ,Indiana ,Yale ,National Optical Astronomy Observatory)
之前也在可見光範圍拍到清晰的Halpha emission filament
從幾百萬度的X-ray射線, 幾千度的H alpha emission, 到幾十K的CO molecular gas
我們可以看到這些不同波長的照片, 都有相同的spacial distribution
現在我老師得到最新的WIRCAM data,
又為NGC1275多添了H2 wavelength的視野
不同於以往都用spectrometry狹縫的光譜學
是第一個trace H2 emission line 的大範圍高解析完整照片!!!
可以讓我們有機會比對這些代表著不同溫度的emission在空間中的關係.
以及emission lines的強度比例
進而能對cooling flow activity有更多了解.
所以我的工作很簡單, 就是利用程式或是軟體,
把我們獲得的NGC1275紅外線影像,
處理到一個可以被分析的狀態XD
首先是要把兩張不同filter的照片相減,
一張是H2 filter, 一張是Bracket gamma filter
減掉其中連續的光譜波段, 只得到單純的H2 peak
因為距離太遠產生red shift的關係,
其中Bracket gamma filter才是包含H2 emisson.
在相減之前, 要check兩張照片的photometry,
就是同一顆星在兩張被照片中拍出來的亮度應該要一樣,
但通常曝光或是一些問題會造成小誤差, 所以我要先量出兩張照片的亮度比例.
然後要check astrometry
就是兩張照片拍到的同一顆星星是不是在照片中相同的位置?
不同的話, 就計算要把照片平移幾個pixel,
才能相減的很完美.
上面兩格是相減前的兩個filter的照片
下面是相減完的H2 emission和H alpha emission的對照
他們真的長的很像吧!!!!
然後沒想到會講這麼多廢話
實在是懶得再打了XD
明天放颱風假不上班
改天再繼續吧XD
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