ИЗУЧЕНИЕ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ И ВНУТРЕННЕЙ ОБЛАСТИ NPSLOOP 1 С ТЕНЕВЫМ НАБЛЮДЕНИЕМ НА MBM36.
Суть.
Мы проанализировали данные теневых наблюдений за молекулярным облаком MBM36 высокой плотности (l ~ 4 °, b ~ 35 °) с Сузаку. MBM36 расположен в области, которая излучает относительно слабо в полосе 3/4 кэВ по сравнению с окружающим North Polar Spur (NPS) / структурой Loop 1 и галактической выпуклостью (GB). Контраст между высокой и низкой плотностью целей (прим:сигналов) в области MBM36 позволяет отделить локальных и отдаленных участников мягкого диффузионного рентгеновского фона, что обеспечивает намного лучшую характеристику отдельных компонентов по сравнению с одиночными отдельными наблюдениями. Мы идентифицируем две нелокальные тепловые компоненты, одну при kT≈0.12 кэВ и одну при kT≈0.29 кэВ. Более холодная компонента хорошо согласуется с моделями излучения из области более высоких широт GB. Эмиссия более теплой составляющей согласуется с моделями, предсказывающими, что NPS обусловлен наличием гиперсферы в центре Млечного Пути. Геометрия и расчеты давления исключают соседний пузырь, как источник эмиссии, связанный с NPS. Любая эмиссия галактического гало / циркуляргалактического гало, если она присутствует, затмевается другими компонентами. Мы также сообщаем об избыточной эмиссии около 0.9 кэВ, вероятно, из-за избытка Ne IX.
1 Введение.
Карта All-sky ROSAT 3/4 keV (Snowden et al., 1995, 1997) показывает несколько расширенных особенностей поверх довольно однородного фона. Самые большие из этих излучающих областей находятся в направлении Галактической выпуклости (GB, от ~ -20 ° до ~ 20 °) и в направлении Северного полярного шпура (NPS). NPS - самая яркая радио-дуга Loop I и простирается от (l, b) ~ (30 °, 8 °) до (l, b) ~ (30 °, 75 °).
Когда он был впервые идентифицирован (Berkhuijsen и др. 1971), Loop I был связан с оболочкой суперпузырьков (SB) с центром (l, b) ≈ (329 °, +17.5) и радиусом ≈4°. Ожидается, что эмиссия оболочки будет производиться расширением газа и пыли, вызванным сверхновой или звездным ветром от объединения Sco-Cen OB (с центром в ~ 170 пк от Солнца). NPS, в частности, должен быть самой яркой областью старого (~106 лет) остатка сверхновой (SNR). Эггер и Ашенбах (Egger & Aschenbach, 1995), объединяя радиоданные с рентгеновскими данными ROSAT и NH-карт, идентифицируют NPS как область взаимодействия между локальным горячим пузырьком (LHB) и ударными волнами от сверхновых возраста ~ 2 × 105 лет в объединении Sco-Cen. Аналогично, Воллебен (Wolleben, 2007) моделирует излучение Loop I как обусловленное взаимодействием между двумя пузырьками менее чем в 100 пк. Все эти модели характеризуются локальным источником радио / рентгеновского излучения, где Loop I / NPS находится на расстоянии около 100 пк, и, возможно, в южном галактическом полушарии есть аналоги.
В соответствии с совершенно другой моделью (Sofue 2000), вместо этого, излучение Петли I происходит от биконических гипероболочек. В этом случае оболочка возникла из-за какого-то звездообразующего или взрывного события, произошедшего около 15 млн. лет назад в районе Галактического центра. Так как Галактический Центр находится на расстоянии 8 кпк, гипероболочка должна составлять несколько кпк. В последние годы, действительно, наблюдения на разных длинах волн накопили свидетельства в пользу сценария гипероболочки. Ферми-пузырьки (Dobler et al., 2010; Su et al., 2010; Ackermann et al., 2014) представляют собой крупномасштабные (порядка нескольких кпк) гамма-спектры, которые широко перекрывают петлю I. Эта область также характеризуется дымкой WMAP в K-диапазоне микроволн (Finkbeiner 2004; Dobler & Finkbeiner 2008) и поляризованным синхротронным излучением на 2,3 ГГц (Carretti et al., 2013), в обоих случаях показаны (прим:проявляются?) биконические структуры, которые могут возникнуть в активном Центре Галактики. Биконическая модель поддерживается также УФ-наблюдениями (Fox et al., 2015). Дополнительный аргумент в пользу модели гипероболочки исходит из внегалактических наблюдений. На самом деле, несколько галактик показывают отток, подобный тому, который предсказал Софуэ (2000) для Млечного Пути.
В настоящее время в области NPS проводится несколько рентгеновских наблюдений, чтобы понять его природу. Используя три наблюдения XMM-Newton, выполненные вдоль длины NPS, Willingale et al. (2003) утверждал, что выброс имеет местное происхождение. Согласно их модели, NPS представляет собой область на краю сферической полости, расположенной на расстоянии ~ 210 пк и радиусе ~ 140 пк, заполненной плазмой с кТ = 0,3 кэВ, частично поглощаемой стеной между LHB и полостью. Наблюдение Сузаку, напротив, показало, что NPS особенно богат азотом (Miller et al., 2008). Этот эффект трудно объяснить местным происхождением излучения NPS, связанного с объединением Sco-Cen. Вероятно, избыток N обусловлен либо локальным обогащением, произошедшим на предыдущем этапе, либо некоторым нелокальным источником, связанным с моделью гипероболочки. Kataoka et al. (2013 г.) выполнили большой набор наблюдений Сузаку, пересекающих северный и южный края пузырей Ферми, следовательно исследовал несколько полей в NPS. Они обнаружили сильное поглощение рентгеновского излучения, которое вряд ли объяснялось местным происхождением, но скорее предполагало, что излучение NPS происходит от газа, связанного с сильной прошлой деятельностью Галактического Центра. Улучшенная версия этой работы (Kataoka et al., 2015), включая наблюдения Сузаку и Свифта, была опубликована в то время как дорабатывался наш документ и предлагает аналогичные выводы. Аналогично, Tahara et al. (2015 г.) проанализировал несколько наблюдений Сузаку, выполненных вблизи краев пузырьков Ферми, и обнаружил вездесущую тепловую составляющую при kT ≈ 0,3 кэВ и возможную дополнительную компоненту при kT ≈ 0,7 кэВ.
Недавно Puspitarini et al. (2014) сравнили рентгеновское излучение около области петли I / NPS с трехмерными (3D) картами распределения межзвездной среды (ISM) на расстоянии ~200 пк. В ISM-распределении не обнаружено признаков ни ближнего крупного SB, взаимодействующего с LHB, ни сильных поглотителей рядом с галактической плоскостью, чтобы оправдать прерывание NPS ниже b = 8 °. Если NPS обусловлен яркой областью широкой оболочки, соответствующая полость должна находиться за пределами 200 пк от Солнца. Действительно, имеется полость на уровне ~ 150 пс, которая, если она заполнена плазмой с температурой в миллион градусов, может быть ответственна за рентгеновское излучение в NPS, но она не настолько велика, чтобы быть связанной со всей структурой петли I.
Исследование NPS в рентгеновских лучах - непростая задача, поскольку на линии наблюдения есть несколько конкурирующих источников, все со сравнимой интенсивностью. Локально мы имеем обмен заряда солнечного ветра (SWCX, генерируемый в пределах ≈10 AU) и LHB (в пределах 100 pc). Среди нелокальных источников мы учитываем Галактическое Гало (GH), GB и неразрешенные внегалактические источники.
GB, в частности, является самой яркой особенностью в центральной области (в пределах 30° от Галактического центра) карт ROSAT 3/4 кэВ. Выше и ниже Галактического центра GB также намного ярче, чем GH на высоких широтах (Snowden et al., 1997) и, вероятно, будет основным компонентом рентгеновского излучения в области MBM36.
Теневые наблюдения выполняются путем сравнения двух соседних областей, одна из которых характеризуется большой колонной поглощения (то есть промежуточным молекулярным облаком), а другая - гораздо меньшим поглощением. Контраст между двумя областями позволяет наблюдателю отделять излучение, исходящее от источников, расположенных впереди и позади сильного поглотителя. В частности, используя молекулярное облако, расположенное прямо за пределами LHB, можно распутать локальные и нелокальные компоненты. Этот метод на рентгеновском снимке был успешно использован вначале с ROSAT (Kuntz & Snowden 2000), затем с Chandra, XMM-Newton и Suzaku (см. Gupta et al., 2009 для обзора), чтобы исследовать природу LHB, SWCX и GH.
MBM36 (также известный как LDN134 или MLB40) - молекулярное облако, которое удобно расположено прямо вне LHB, при ≈140 пк от Солнца (Juvela et al., 2012). Оно находится на широте (b ~ 35°) относительно большей, чем ГБ, так что на окружающем рентгеновском фоне оно не доминирует. Кроме того, оно расположено на расстоянии ≈20° от NPS, внутри периметра Loop I: если NPS связан с оболочкой (либо от SB, либо от гипероболочки), MBM36 позволит нам исследовать область, охваченную объединяющим «пузырьком». Теневой метод, по сути, позволяет гораздо лучше характеризовать эмиссию локальных и нелокальных компонентов по сравнению с предыдущими исследованиями. Более того, хотя он непосредственно не исследует NPS, он позволяет нам проверить, действительно ли есть какой-то пузырь (в локальном или крупном масштабе), который также может генерировать дугообразную форму NPS.
В этой статье мы описываем исследование ISM и GH с использованием MBM36 для выполнения теневых наблюдений. В частности, мы пытаемся охарактеризовать природу области, охваченной петлёй I, и проверить, является ли она локальной, нелокальной, или если газ, излучающий особенности рентгеновского NPS, фактически изолирован, отделен от структуры Loop I. В разделе 2 мы описываем цели наблюдения и сокращения данных. В разделе 3 мы опишем принятые модели и спектральный анализ. Мы обсуждаем результаты в разделе 4 и заключаем в разделе 5 резюме наших результатов.
Если не указано иное, для остальной части статьи мы обычно будем использовать «SB» для обозначения модели SuperBubble без привязки к локальной (как описано Berkhuijsen et al., 1971 и Egger & Aschenbach 1995) или широкомасштабной природе (Например, модель Sofes 2000 с гиперповерхностью).