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我是一个Benoziyo奖博士后研究员Benoziyo天体物理中心魏茨曼科学研究所.我于2019年获得天体物理学博士学位,在导师的指导下工作丹教授象征天体物理学部门特拉维夫大学.在我读博士的时候,我作为ESO的学生在欧洲南方天文台在来自。在那之前,我获得了硕士学位Lev Vaidman教授)和物理学士学位特拉维夫大学,并获得了历史学士学位以色列开放大学.我也是τAstroClub,一个公共外展组织。

联系

魏茨曼科学研究所粒子物理与天体物理系,以色列雷霍沃特7610001
naama.hallakoun@weizmann.ac.il
Benoziyo物理楼271室
+ 972-8-9346505

我的研究

我的主要研究兴趣是白矮星(WDs)及其周围环境,这基本上意味着我在WDs周围寻找东西。超过97%的恒星,包括我们的太阳,以WDs的形式结束生命,这使它们成为一个有趣的研究课题。WDs的直接环境是我们理解许多谜题的关键。对wd的观测可以揭示恒星、次恒星和恒星残余伴星、行星、尘埃、大气重元素和行星碎片的存在,每一个都与几个重要问题相关。在我的研究中,我获取和分析新的观测数据,以及公开可用的档案数据,以提供线索,甚至可能是这些问题的答案。
向下滚动阅读一些我们发现的与WDs相关和不相关的东西。

描述了当地的双白矮星种群

由两个wd组成的双星系统在广泛的天体物理环境中都很重要,从恒星演化,到Ia型超新星(SN Ia)的前身,再到引力波的来源。wds的SNe ia超新星爆炸是重元素的主要来源,作为“标准烛光”,它们提供了估算宇宙距离的基本方法之一。然而,SNe Ia的前身系统的性质仍然不清楚。一个被长期考虑的先兆情形是双简并情形,即双WD双星在引力波中失去能量和角动量,直到合并并可能作为SN Ia爆炸。如果大多数SN Ia爆炸是双WD合并的结果,则观测到的双WD合并率应足以解释观测到的SN Ia率。这促使我们问:是否有足够的双WDs来解释观察到的SN Ia率?

回顾:

白矮星的二元组分、分离分布和合并速率

双WD参数空间
在f平面上的1σ和2σ似然等值线箱子,使用改进的分数与分离少于4盟二进制文件,和α,幂律指数的初始双WD分离分布、SDSS WD样本的蓝色、绿色的间谍样本,可能性和关节轮廓从结合了这两组结果为红色。直线是恒定的双WD合并率的轨迹,以每年每WD合并的单位标记(Maoz, Hallakoun, & Badenes 2018).

从ESO-VLT超新星- ia先祖巡天(SPY)的439个WDs的光谱样本中,我们测量了径向速度的最大变化(ΔRV马克斯),并模拟观测到的ΔRV马克斯通过蒙特卡罗模拟,来约束双WDs的总体特征。然后我们将这些约束条件与由Badenes and Maoz 2012从斯隆数字天空调查(SDSS)获得的约4000 wd的样本。我们发现,约10%的WD是分离高达4个天文单位的双天文单位,每WD的银河WD合并率约为10-11年每年。在整个银河系的生命周期内,这意味着8.5-11%的WD已经与另一个WD合并。如果大多数双WD合并的WD最终都是更大体积的WD,那么大约10%的WD是双WD合并的产物,这与WD质量函数中“高质量凸起”中WD的观测分数一致。双WD合并速率是银河系特定SN Ia速率的4.5-7倍。如果大多数SN Ia爆炸源自一些双WD的合并(例如,那些具有足够大质量的二元组分的合并),那么大约15%的WD合并必然导致SN Ia。

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SDSS J1152+0248:已知的第六颗食双白矮星

SDSS J1152 + 0248
在APO和McDonald天文台观测的SDSS J1152+0248的日食双WD光曲线(Hallakoun等人,2016年).

看着开普勒K2我们发现了一个日食双WD, SDSS J1152+0248,这是当时已知的第六颗。它的轨道周期为2.4小时,由两个质量约为0.4 M的WDs组成,使其成为未来的验证源丽莎Korol等人,2017年).

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  • n HallakounD. Maoz, M. Kilic, T. Mazeh, A. Gianninas, E. Agol, K. J. Bell, S. Bloemen, W. R. Brown, J. Debes, S. Faigler, I. Kull, T. Kupfer, A. Loeb, B. M. Morris和F. Mullally
    “SDSS J1152+0248:开普勒K2项目的双白矮星”
    2016,皇家天文学会月报,458,845

使用限制碰撞三元组的数量盖亚DR2

SDSS J1152 + 0248
盖亚彩色星等图,分辨率在120pc内,投影分色<300 au。成对用黑色实线连接,其中光度主(次)用蓝色三角形(红色圆圈)标记。没有一对有一个第三伴生的预期分离<9000 au。在这个参数空间的数字密度从完整的120pc WD样品盖亚(17,395个来源)以灰度显示,以供参考(Hallakoun和Maoz 2019).

碰撞-三次SN Ia前体模型假设SN Ia是由两个WDs的正面碰撞产生的,是由轻级三重系统中的三级恒星驱动的动力学扰动。为了再现银河的SN Ia率,至少有30 - 55%的wd需要在一个特定架构的三重系统中。我们通过搜索盖亚DR2数据库中假定的前体三元组。在一个容量到120pc,我们搜索周围盖亚-分解的双wd,预计分离高达300 au,物理三级伴生物,预计分离出9000 au。在120个人电脑,盖亚可以探测到微弱的低质量第三纪,一直到主层序底部和最酷的WDs。在27个双wd中,我们在这样的分离中确定了零三次,对属于模型所需要的那种温和层次三元组的二元wd的分数设置了11%的95%置信上限。由于所有WD中只有一小部分(可能约10%)位于小于300 au WD的双星中,潜在的碰撞-三重祖细胞群似乎至少比模型所需的小一个数量级(可能是几个数量级)。

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白矮星周围的行星和碎片

前WD阶段的太阳系遗迹以WD大气中的重元素“污染”的形式被揭示,来自尘盘的过量排放,以及最近行星碎片的凌日现象。原则上,WDs不仅可以承载碎片,还可以承载整个行星系统。

千载难逢:在白矮星WD 1145+017的碎片凌日期间探测到“蓝色”

WD 1145+017色差
使用VLT/X-SHOOTER光谱演示绕星气体诱导的变蓝:各种色指数的光度(误差条)和过境前后的“光谱”(星形符号)颜色差异。误差条是用相应的平均通过深度(越蓝越深)的颜色编码的。下面板显示了2016年4月21日(中)和2016年4月26日(下)的g'波段ULTRACAM光曲线。突出显示的区域对应于集成的时间间隔,颜色与面板顶部的错误条相匹配。从光谱得到的光度测定大体上再现了光度凌日数据中所看到的蓝变和趋势(Hallakoun等人,2017年).

第一个绕WD轨道运行的凌日星子被探测到K2wd1145 +017的数据Vanderburg et al. 2015并得到了密集的后续行动。多次、长时间和变化的凌日表明,凌日物体是尘埃云,可能是由一颗正在解体的小行星产生的。此外,该系统还包含恒星周围的气体,可以从宽阔的吸收线看出,以及一个由红外过量显示的尘盘。在u'g'r'i'波段上使用同步多波段快速光度法,我们首次检测到WD 1145+017在凌日期间的颜色变化。观测结果揭示了凌日期间出现的“蓝变”现象;凌日在较红的波段更深,u' - r'色差可达~ - 0.05 mag.我们探索了各种可能的蓝色解释,包括边缘变暗或特殊的尘埃性质。“光谱”光度法通过将过境前后的光谱数据与光度法数据进行积分得到,结果表明,观测到的色差很可能是过境期间光谱的绕星吸收减少的结果。这表明凌日物体和气体在同一条视线范围内,气体只部分覆盖白矮星。

进一步阅读:

  • n Hallakoun, S. Xu, D. Maoz, T. R. Marsh, V. D. Ivanov, V. S. Dhillon, M. C. P. Bours, S. G. Parsons, P. Kerry, S. Sharma, K. Su, S. Rengaswamy, P. Pravec, P. Kušnirák, H. Kučáková, J. D. Armstrong, C. Arnold, N. Gerard, and L. Vanzi
    “千载难逢:在白矮星WD 1145+017的碎片凌日期间探测到‘蓝色’”
    2017,皇家天文学会月报,469,3213
  • 李金坤徐,娜玛HallakounBruce Gary, Paul A. Dalba, John Debes, Patrick Dufour, Maude Fortin-Archambault, Akihiko Fukui, Michael A. Jura, Beth Klein, Nobuhiko Kusakabe, Philip S. Muirhead, Norio成田,Amy Steele, Kate Y. L. Su, Andrew Vanderburg, Noriharu Watanabe, Zhuchang Zhan, Ben Zuckerman
    WD 1145+017的浅紫外透射
    2019年,天文杂志,157,255

白矮星的周期性光学变异性和碎片吸积

WD 1145+017色差
(一)HST/COS谱WD J1949+4734(黑色)和模型适合(红色)。未模拟的吸收线来自星际。O I的气辉在1302-1306 Å附近可见。(b)星际和光球C II线。(c)分子氢吸收谱线(无框光谱,灰色;每6个数据点被分类,黑色)。蓝色的滴答声标志着某些H的理论波长2Hallakoun等人,2018).

最近开普勒光度测定法显示,约一半的WDs具有周期性的低水平(~ 10−4−10−3),光学变化。哈勃太空望远镜HST)紫外线光谱学表明,约有一半的WDs正在积极地吸积岩石行星碎片,光球金属吸收线的存在证明了这一点。我们已经获得HST对7个WD的紫外光谱进行了周期变化监测,以验证这两种现象有因果关系的假设,即光周期调制是由WD旋转与吸积金属的不均匀表面分布耦合造成的。我们在7个WDs中的4个检测到了光球金属。然而,我们发现光学周期变率的存在与光球紫外吸收线的探测没有显著的对应关系。因此,零假设成立,即这两种现象没有直接联系。WD表面不均匀性的其他一些来源,可能与磁场强度有关,结合WD旋转,或由于紧密的双星伙伴的交替效应,可能是观测到的光调制的背后。此外,我们在WD J1949+4734中勉强检测到了氢分子,这是已知的第四个有氢分子的WD2行。

进一步阅读:

  • 娜玛Hallakoun、Dan Maoz、Eric Agol、Warren R. Brown、Patrick Dufour、Jay Farihi、Boris T. Gänsicke、Mukremin Kilic、Alekzander Kosakowski、Abraham Loeb、Tsevi Mazeh和Fergal Mullally
    白矮星的周期性光学变异性和碎片积累:因果关系的检验
    2018,皇家天文学会月报,476,933

银河系中恒星的初始质量函数

长期以来,测量恒星形成的初始质量分布函数(IMF)一直是天体物理学的一个主要目标。在许多天文分支学科中,无数的理论预测和观测解释都依赖于IMF的假设。也许更重要的是,长期以来人们一直希望,观测到的IMF及其随宇宙时间和恒星形成环境的变化(如果有的话),可以作为对恒星形成过程知之甚少的化石线索。
直到上个十年,人们似乎都倾向于建立一个全球性的国际货币基金组织,尽管对于国际货币基金组织功能形式的具体细节仍存在分歧。然而,最近,至少在一些星系外环境中,特别是在大型早期类型的星系中,积累了IMF变化的证据。数据从盖亚DR2揭示了银河系晕星在hertzsprun - russell图(HRD)中被分为两个平行序列,一个是“蓝色”低金属丰度序列,一个是“红色”高金属丰度位点。各种研究表明,蓝色晕很大程度上是由合并的星系吸积而成的恒星组成的(参考文献见下面的文章)。太多,或者红色的光环,反过来,由thick-disc恒星被加热,即红色的光环和厚盘基本相同的起源,厚盘本身可能是一个古老的收购银河系的结构,不加热和增厚的合并。
盖亚DR2首次允许根据运动分量和金属丰度选择大而完整的恒星样品进行分析,是IMF测定的理想选择。IMF的范围在~1 M以下特别容易探测,恒星的质量范围仍在主序阶段的进化,因此当前质量函数和IMF是一个和相同的(即不需要会计的恒星post-main-sequence演化而来的,这将需要假设恒星的历史)。因此,除了需要处理一些观测效应(如完备性、消光性、未解决的双星)外,恒星数量作为其质量的函数几乎可以直接测量IMF。

银河系吸积的蓝晕恒星的底重初始质量函数

为每个银河系分量测量的标准化imf
标准化的imf测量的每一个银河系的组成部分,从彼此垂直移动为清晰起见。中心值是基于完全消光和二值校正的子样本,光盘样本在100 pc内,光晕样本在250 pc内。阴影区域标记了每个IMF的不确定性,基于在相同距离下测量的每个成分的所有二值校正子样本的极值(Hallakoun & Maoz, 2021年).

我们使用盖亚DR2测量了250 pc范围内的IMF和质量在0.2 < m/ m范围内的恒星< 1.0,根据Gaia横向速度和HRD上的位置,根据运动学和金属丰度进行分离。主要的薄盘种群具有与传统(如Kroupa 2001)恒星IMF相似的IMF,每质量区间的星数dN/dm用破碎的幂律m描述, α指数~2在m~0.5以上,浅化至α0.5 ~ 1.3 m ~ <。厚盘恒星和属于“高金属丰度”或“红序”晕的恒星具有更陡的高质量斜率,α~2.3(和类似的低质量斜率α~ 1.1)。来自“蓝色序列”的光晕恒星,其特征是低金属丰度,然而,有一个明显的、底部重的IMF,在探测的大多数质量范围内用α~1.8的单次幂律很好地描述。低金属丰度晕的IMF让人想起在大规模早期星系中测量到的类似salpeter的IMF,这是一种恒星种群,像银河系晕的恒星一样,α元素与铁的比例很高,[α/Fe]。蓝序恒星很可能是盖亚-土卫二矮星系约10个旋回前银河系吸积的碎片,或类似事件。这些结果暗示了一种独特的恒星形成模式,这种模式与两个古老的恒星种群共有——椭圆星系和可能在早期被我们的星系吸积的星系。

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源代码

我写的一些代码(主要是为明智的天文台)可透过我的GitHub概要

pyWise

pyWise是图像还原流水线吗明智的天文台.它可以通过GitHub

ScheduleRTML

机场核心计划调度程序是否使用商业工具来自动安排和执行望远镜的观测计划明智的天文台.观察计划可以使用调度程序的GUI手动输入,也可以从远程望远镜标记语言(Remote Telescope Markup Language, RTML)文件导入。ScheduleRTML是我编写的一个小型python脚本,以方便编写这些RTML计划。它可以通过GitHub

斯塔姆

斯塔姆(基于恒星轨迹的质量分配)是一个python程序包,它根据恒星在赫茨布伦-罗素图上的位置,使用公开的恒星演化轨迹,为恒星分配质量和金属丰度。它可以通过GitHub

WiseGCN

WiseGCN是GCN/TAN(伽马射线坐标网络/瞬态天文网络)处理程序,用于明智的天文台以防引力波警报。它可以通过GitHub

向公众宣传

τAstroClub

在我读博士的时候,我是特拉维夫大学天文俱乐部(简称宇航俱乐部)-一个公共外展组织,由本校研究生自愿运作天体物理学系特拉维夫大学.这些活动对公众开放,包括著名科学家每月的讲座、人行道观察和开放日明智的天文台
我也参与了希伯来语的翻译星系动物园每日天文图片

我的名字怎么读?

我的名字(Na'amaנעמה)有三个音节,重音应该在最后一个:“nah-ah-MAH”。要发音我的姓(Hallakounחלקון),忽略拼写,只说“hal-KON”,这是我做的。