ФАРАДЕЕВСКАЯ ТОМОГРАФИЯ СЕВЕРНОГО ПОЛЯРНОГО ШПУРА: ОГРАНИЧЕНИЯ НА РАССТОЯНИЕ ДО ШПУРА И НА МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ГАЛАКТИКИ
Суть.
Мы представляем изображения радио континуума и поляризации Северного полярного шпура (NPS) из Обзора Глобальной Магнитоионной Среды, проведенного с телескопом радиоастрофизической обсерватории Доминиона 26 м. Мы устанавливаем угол поляризации в зависимости от длины волны в квадрате по 2048 частотных каналов от 1280 до 1750 МГц для получения карты фарадеевской меры вращения (RM) NPS. Объединив эту RM карту с опубликованной картой глубины Фарадея (FD) всей Галактики в этом направлении, мы получим FD, вносимую NPS и галактической межзвездной средой (ISM) перед и позади NPS. FD, внесенная NPS, близка к нулю, что указывает на то, что NPS является только особенностью излучения. FD, вызванный ISM перед NPS, соответствует нулю при b> 50 °, подразумевая, что эта часть NPS локальна на расстоянии приблизительно нескольких сотен парсеков. FD, внесенная ISM позади NPS, постепенно увеличивается с галактической широтой до b = 44 ° и уменьшается на более высоких галактических широтах. Это означает, что либо часть NPS при b<44 ° дистанцирована, либо NPS является локальным, но происходит изменение знака крупномасштабного магнитного поля. Если NPS локален, то в FD Млечного Пути нет свидетельств крупномасштабной антисимметричной структуры. FD, введенная ISM позади NPS на широтах b>50°, можно объяснить включением когерентного вертикального магнитного поля.
Введение.
(первый абзац не информативен)
Наблюдения и теоретическое моделирование NPS вплоть до 1980-х годов были подробно рассмотрены Солтером (Salter, 1983). Известно, что NPS к тому времени:
(а) был сильным синхротронным излучением, частичная поляризация которого очень велика, до ~ 70% при 1,4 ГГц, в высоких широтах (Spoelstra 1972),
(b) имел сильное рентгеновское излучение (например, Bunner et al., 1972),
(c) вероятно, был связан с вертикальной нитью HI при l ~ 40° при скоростях около 0 км с -1 (Berkhuijsen и др. 1970 Heiles & Jenkins 1976; 1980)
(d) выравнивался с поляризацией звездного света (например, Axon & Ellis 1976).
Все это предполагало, что NPS является старым локальным остатком сверхновой (SNR) на расстоянии около 100 пк, который был повторно нагрет ударом от второго SNR (Salter 1983).
Начиная с 80-х годов, наблюдались большие изменения в NPS на разных длинах волн. Спектральный индекс яркостной температуры (
с Tν, являющийся яркостной температурой на частоте ν) NPS из нескольких обзоров радио континуума всего неба составляет β ≈ -2.5 между 22 и 408 МГц (Roger et al., 1999) и между 45 и 408 МГц (Guzmán et al., 2011), а β ≈ -3.1 между 408 и 1420 МГц (Reich & Reich 1988) при b> 30°, где наблюдается небольшое загрязнение диффузного излучения из плоскости Галактики, что подтверждает, что NPS является нетепловой структурой.
NPS хорошо видно на мягких рентгеновских картах фона от наблюдений ROSAT, особенно в полосе 0,75 кэВ (Snowden et al., 1997). В нескольких положениях спектры были получены из наблюдений с помощью ROSAT (Egger & Aschenbach 1995), XMM-Newton (Willingale et al., 2003) и Suzaku (Miller et al., 2008) и подходят для нескольких компонентов излучения, включая тепловую эмиссию из NPS. Согласие этих работ состоит в том, что доля полной галактической плотности столбцов HI перед NPS близка к 1 для b ~ 20 ° и 0,5 для b ≥ 30°. Основываясь на распределении локальной трехмерной межзвездной среды (ISM) от инверсии около 23 000 измерений покраснения звездного света (Lallement и др. 2014) и соответствующего распределения плотности столбцов HI, Puspitarini et al. (2014) утверждал, что NPS находится на расстоянии более чем~200пк.
С другой стороны, NPS также интерпретируется как особенность галактического масштаба. Софуэ (2000) предположил, что NPS прослеживает фронт ударной волны, происходящий от звездообразования в Галактическом центре около 1,5 × 107 лет назад. Sun et al. (2014 г.) показали, что нижняя часть (b ≤ 4 °) NPS сильно деполяризована на частоте 2,3 ГГц и, следовательно, за горизонтом поляризации около 2-3 кпк. Софуэ (Sofue, 2015) обнаружил, что мягкое рентгеновское излучение из нижней части следует закону угасания, вызванным Разломом Аквила (Aquila Rift), и получил нижний предел около 1 кпк для расстояния до NPS, хотя он основывал эту оценку на кинематическом расстоянии до Aquila Rift, которое имеет очень большую неопределенность. Оба эти результата свидетельствуют о том, что NPS - это особенность галактического масштаба. Бленд-Хоторн и Коэн (Bland-Hawthorn & Cohen, 2003) продемонстрировали, что NPS можно объяснить биполярным ветром из центра Галактики. Были также предложения (например, Kataoka и др. 2013), что NPS связан с пузырем Fermi (Su et al., 2010). В противоположность этому Wolleben (2007) моделировал NPS как две взаимодействующие локальные оболочки, которые могут быть связаны с ближайшей ассоциацией Sco-Cen.
Убедительным способом урегулирования спора о природе NPS является определение расстояния до него. В этой статье мы используем данные радиополяризации для определения местоположения NPS вдоль линии визирования. Мы фокусируемся на измерениях поляризации 1,3-1,8 ГГц из Галактического исследования магнито-ионных сред (GMIMS, Wolleben et al., 2010a). Сравнивая меры вращения (RM) излучения NPS с выбросами внегалактических радиоисточников, мы устанавливаем вклад в интенсивность Фарадея (FD) от ISM перед и позади NPS и поэтому ограничиваем его расстояние.
Статья организована следующим образом. В Разделе 2 мы описываем данные GMIMS и получаем карту RM, затем анализируем HI и данные поляризации оптического звездного света для возможной информации о расстоянии до NPS. В разделе 3 мы ограничиваем расположение NPS и обсудим последствия для моделирования крупномасштабного магнитного поля в Галактике. Мы представляем наши выводы в разделе 4.
Оптическая поляризация звездного света.
Свет от звезд становится поляризованным, когда он при распространении избирательно поглощается пылевыми зернами, выровненными магнитным полем (Davis & Greenstein 1951). Вектора поляризации звездного света параллельны магнитному полю в пыли, а доля поляризации зависит от глубины линии визирования и от степени упорядоченности магнитного поля, перпендикулярного к линии визирования (Fosalba et al., 2002). Напротив, векторы поляризации радиосигнала после поправки на фарадеевское вращение перпендикулярны векторам магнитного поля.
Spoelstra (1972) сравнил поляризационные углы радиоизлучения на 1415 МГц от NPS с поляризацией оптического звездного света и обнаружил, что для звезд с расстояниями более 100 пк два угла отличаются примерно на 90 °, что указывает на то, что они прослеживают одно и то же магнитное поле. Это задает расстояние до NPS около 100 пс.
Теперь есть больше данных по оптической поляризации, включая компиляции Heiles (2000), Santos et al. (2011), и Бердюгин и др. (2014), которые заставляют нас пересмотреть корреляции между поляризацией звездного света и другими трассирующими элементами NPS. На рисунке 5 показаны данные поляризации оптического звездного света, наложенные на планковскую карту пыли (Planck Collaboration et al., 2014).
На широтах b > 20° вектора поляризации звездного света имеют изгиб, который похож на изгиб пылевых структур (рис. 5); изгиб векторов предлагает центр 
. На рис. 5 мы показываем две частичных окружности с радиусами 35° и 60°, центрированными в этом положении. Поляризационные вектора звездного света находятся в хорошем соответствии с окружностями. Похоже, что пузырь пыли находится примерно в том же положении с радиусом около 30°, но в этом пылевом пузыре нет заметной нитевидной структуры.
Berkhuijsen et al. (1971) поместила центр петли I 
, недалеко от центра векторов поляризации звездного света. Таким образом, возможно, что и NPS, и поляризация звездного света являются продуктами одной и той же конфигурации поля. Поляризационные вектора звездного света достаточно хорошо согласуются с характеристикой HI, которую мы идентифицируем в разделе 2.2, и неудивительно, что, как представляется, пыль также связана с HI.
Рисунок 5. Вектора поляризации оптического звездного света (красные полосы), наложенные на изображение пыли Планка на частоте 353 ГГц (Planck Collaboration et al., 2014). Длины стержней пропорциональны доле поляризации, а их ориентации указывают ориентации магнитных полей. Зеленая линия и синяя линия обозначают NPS и структуру HI, описанную в разделе 2.2. Две окружности центрированы в 
с радиусами 35° и 60°.
Мы заключаем, что поляризационные векторы звездного света не могут быть прочно связаны с NPS по морфологии. Обратимся теперь к свидетельствам о процентной поляризации звездного света и соотношении между поляризационными векторами звездного света и векторами радиополяризации (которые должны быть ортогональными, если оба поляризационных сигнала являются следствием одного и того же магнитного поля).
Процент поляризации оптического звездного света в сравнении с расстоянием до звезд в направлении и снаружи NPS при b <40 и b> 40 показан на рисунке 6. Большинство расстояний от измерений параллакса с точностью лучше 50%. Здесь «в направлении» подразумевается область внутри контура, обозначающая NPS на рисунке 2, а «снаружи» определяется как область 10° вне контура на рисунке 2. Для направлений к NPS мы также показываем разность поляризационных углов от WMAP 23 ГГц (Bennett et al., 2013), где вращение Фарадея очень мало.
Рис. 6. Процент поляризации оптического звездного света и разность углов поляризации между поляризацией оптического звездного света и поляризацией WMAP 23 ГГц в зависимости от расстояния. Закрашенные круги (красные) предназначены для звезд в направлении NPS, а открытые круги (черные) - для звезд вне NPS. Пунктирные линии обозначают разность углов поляризации в 90°.
Для b> 40 проценты поляризации звезд в направлении и снаружи NPS очень похожи, и оба они начинают увеличиваться на расстояниях свыше 60 пк, достигая максимальных значений между 200 и 300 пк, а затем немного уменьшаются к 700 пк. Это может быть интерпретировано непрерывным распределением пыли в диапазоне расстояний 60-700 пк с магнитным полем внутри пыли, постепенно изменяющим ориентацию как функцию расстояния. Разница в углах примерно равна 90 для расстояний, больших примерно 60 пк, хотя рассеяние велико. Это указывает на то, что NPS прослеживает аналогичное магнитное поле в пыли, и дает очень слабую оценку в 60-700 пк на расстояние до NPS. Также возможно, что NPS дополнительно с его магнитным полем, простирающимся от магнитного поля или совпадающим с ним на расстоянии 60-700 пк.
Для b <40 мало поляризационных измерений для звезд в направлении NPS. Поэтому даже приблизительная оценка расстояния до NPS очень неопределенная, и требуется больше данных.
Обсуждение.
Положение NPS.
После Burn (1966) и Brentjens & de Bruyn (2005) мы вводим FD как функцию расстояния вдоль луча зрения, l, которая определяется как
где интеграл находится вдоль линии визирования, К - постоянная, ne - плотность электронов, 
- магнитное поле, спроецированное вдоль линии визирования, s - приращение расстояния. Для FD Галактики (FDG) l - расстояние от наблюдателя до края Галактики. Дифференциальная FD источника, 
, может быть определена как
где l1 и l2 - расстояния от ближней и дальней границ источника, соответственно. Подробное обсуждение различия между RM и FD дано Sun et al. (2015 год). Всюду по статье мы используем FD-карту Галактики, которая была построена Oppermann et al. (2015 г.), в первую очередь основанную на каталоге RM Тейлором и др. (2009) и RM к галактическим полюсам Мао и соавт. (2010).
(дальше бла-бла-бла)
Выводы.
NPS, одна из крупнейших когерентных структур в радио небе, известна уже более полувека. Природа NPS все еще остается противоречивой: это локальное SNR или особенность галактического масштаба, связанная со звездообразованием или биполярным ветром из центра Галактики? Мы находим, что это может быть и то, и другое.
Ключом к пониманию природы NPS является его расположение в Галактике, и это было в центре внимания нашей статьи. Мы использовали последние данные поляризаций HI и звездного света и обнаружили, что ни один из этих наборов данных не может дать точное расстояние до NPS или до структуры пыли в периметре NPS. Затем мы обратились к поляризационным данным из GMIMS для возможного ограничения расстояния до NPS.
GMIMS обеспечивает беспрецедентный набор данных с примерно 2000 частотных каналов на частотах 1,3-1,8 ГГц. Используя многоканальные данные, мы смогли получить RM-карту NPS, линейно подгоняя угол поляризации по отношению к квадрату длины волны. На основе RM-карты NPS и FD-карты Галактики мы получили дифференциальную FD NPS, дифференциальную FD галактического ISM перед NPS и дифференциальную FD галактического ISM позади NPS до края Галактики для галактического широтного диапазона 
.
Мы утверждаем, что часть NPS при b≥50 локальна на расстоянии около нескольких сотен парсеков, потому что дифференциальная FD галактического ISM перед NPS около нуля. Эта часть NPS, вероятно, встроена в большой локальный пузырь магнитного поля, который прослеживается поляризацией звездного света. При уменьшении широты дифференциальная FD позади NPS постепенно увеличивается, достигает максимума при b = 44 и затем медленно уменьшается. Это означает, что либо NPS при b<44 находится далеко, либо NPS локален, но крупномасштабное магнитное поле имеет изменение знака. Если NPS является локальным, большие положительные FD вносятся пузырьком HI перед NPS, а крупномасштабная антисимметричная картина в FD тогда не вносит вклад в крупномасштабное магнитное поле.
Мы показываем, что модели Галактического магнитного поля, выполненные Sun & Reich (2010) и Jansson & Farrar (2012), не могут воспроизводить дифференциальную FD позади NPS при b> 50°. Мы обнаружили, что модель Sun & Reich (2010) плюс магнитное поле диполя с направлением, указывающим с северного галактического полюса на южный и силой 0,2 мкG в месте расположения Солнца может объяснить дифференциальную FD за NPS. Это демонстрирует, что существует когерентное крупномасштабное вертикальное магнитное поле в Галактике вблизи положения Солнца, которое следует учитывать при дальнейшем моделировании галактических магнитных полей.
Положение NPS является неопределенным, поскольку дифференциальная FD перед NPS не может быть определена при b≤50 из-за загрязнения локального пузырька HI перед NPS. Будущие поляриметрические наблюдения на более низких частотах, которые обеспечивают более высокое разрешение в FD, необходимы для правильного учета ФД пузыря HI.