Отпечатки галактической петли 1 на космическом микроволновом фоне.
Суть.
Мы исследуем возможные отпечатки галактических структур переднего плана, таких как «радиопетли», в полученных картах космического микроволнового фона. Удивительно, но есть свидетельства для них не только на радиочастотах через их синхротронное излучение, но и на микроволновых частотах, где преобладает излучение пыли. Это говорит о том, что механизм представляет собой магнитодипольное излучение из пылинок, обогащенных металлическим железом, или ферримагнитных материалов. Этот новый передний план, который мы идентифицировали, присутствует в высоких галактических широтах и потенциально доминирует над ожидаемым сигналом поляризации B-моды из-за первичных гравитационных волн от инфляции (раздувания).
Введение.
Космический микроволновый фон - CMB
С самого первого выпуска данных из Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) было замечено, что полученные карты неба CMB показывают отклонения от статистической изотропии (куча ссылок), вероятно из-за остатков от неполного удаления галактического излучения переднего плана. Например, пояс Койпера во внешней Солнечной системе может частично отвечать за неожиданную квадрупольно-октупольную ориентацию и асимметрию четности в CMB (Hansen et al., 2012). Эта проблема приобрела еще большее значение после первого выпуска космических данных с помощью спутника Планка (Ade et al., 2013c).
В этой статье мы построим физическую модель для учета локальных особенностей карты внутренней линейной комбинации (ILC) WMAP (Bennett et al., 2013) в направлении галактических «радиопетель», в частности Loop I (Berkhuijsen et al. 1971). Мы показываем, что в области с низким мультиполем, l <= 20, пики карты CMB коррелируют с радиосинхронным излучением Loop I. Однако физический источник этой аномалии, вероятно, связан с излучением пыли - включая магнитодипольное излучение из пылинок, обогащенных металлическим Fe, или ферримагнитных материалов, таких как Fe3O4 (Draine & Lazarian 1999; Draine & Hensley, 2013).
Радиопетли - вероятно старые остатки сверхновой (SNR) в радиационной стадии, которые создали из межзвездного газа, пыли и магнитного поля оболочечную структуру. Пылевые зерна хорошо связаны с газом при непосредственных столкновениях, кулоновском сопротивлении и силах Лоренца. Следовательно, наряду с синхротронным излучением электронов высокой энергии, в оболочке будет увеличиваться эмиссия пыли, при этом осветление конечностей даст наблюдаемую кольцеобразную морфологию. Более того, часть аномалии Петли I перекрывается с планковским туманом на частоте 30 ГГц (Ade et al., 2012). Мы изучаем эти вопросы более подробно и представляем результаты в другом месте.
Структура этой статьи такова: в разделе 2 мы суммируем свойства петель I-IV от радиоволн до Г-лучей. В Разделе 3 мы демонстрируем, что существуют пространственные корреляции между особенностями 9-летней карты ILC WMAP для CMB и Loop I - температура CMB систематически смещена на ~ 20 mkK вдоль Loop I. Мы проводим кластерный анализ по радиокольцу Loop I и показываем, что пики на карте CMB действительно сгруппированы в этом кольце с возможной вероятностью ~ 10-4. В разделе 4 мы обсудим, как этот сигнал из петли I мог уклониться от вычитания переднего плана с использованием метода ILC. В разделе 5 мы обсуждаем физические механизмы излучения из области Loop I и утверждаем, что оно, вероятно, возникает из межзвездной пыли, возможно, включая магнитодипольное излучение из магнитных зернистых материалов. Мы представляем наши выводы в разделе 6.
Радиопетли Млечного Пути.
Радио обзоры Галактики показывают ряд особенностей, которые являются частями более крупных «радиопетель» (Berkhuijsen et al., 1971). Наиболее заметным является Северный полярный шпур (NPS), который является частью Loop I (Roger et al., 1999). Было отмечено, что радио петли коррелируют с расширяющимися оболочками газа и пыли, возбуждаемыми сверхновыми или звездными ветрами (Berkhuijsen и др., 1971; Heiles и др., 1980; Salter, 1983; Wolleben, 2007). Суперпузырь Loop I был приписан звездным ветрам от ассоциации Sco-Cen OB и активности сверхновых, причем NPS является самым ярким сегментом SNR. Скорее всего, окружающее магнитное поле обернуто вокруг расширяющихся пузырьков (Heiles et al., 1980), как видно по данным радио- и оптической поляризации. NPS наблюдается в широком диапазоне длин волн - 408 МГц и 1,4 ГГц обзоров всего-неба, рентгеновских съемок ROSAT на 0,25, 0,75 и 1,5 кэВ, а также мягких и жестких карт неба от EGRET и Fermi-LAT. Он также был обнаружен на картах интенсивности и поляризации К-полосы WMAP, а в последнее время - на карте температуры 2013 года Планка 30 ГГц (Ade et al., 2013a) и даже на далеких ИК-картах 353-857 ГГц. Hansen et al. (2012) предложили из взаимной корреляции фарадеевских вращений и карт WMAP, что такие структуры могут влиять на измеренную температуру CMB на высоких галактических широтах.
Мы принимаем свойства Loops I-IV, как указано в Tbl.1 Berkhuijsen et al. (1971). На рисунке 1 мы показываем обзор всего неба 408 МГц (Haslam et al., 1982), карту 2013 года Планка 857 ГГц, карту интенсивности поляризации К-диапазона WMAP9 и карту ILC WMAP9 с низким разрешением (l <= 20) для CMB - в дальнейшем называется `ILC9 '. Мы наложили петли и NPS, а также область неба, наблюдаемую BICEP2 (Ade et al., 2014).
Рисунок 1. Обзор 408 МГц (вверху слева), карта Planck 857 ГГц (вверху справа) карта ILC WMAP9 с низким разрешением (l <= 20) (внизу слева) и карта интенсивности поляризации WMAP9 в K-диапазоне (внизу справа), с указанием обозначений радио петель: Петли I-IV обозначены сплошной, штрихованной, пунктирной и штрихпунктирной линией соответственно, а «Новая петля» Воллебена S1 - длинно-штрихованной линией. Белый контур (верхняя левая панель) обозначает NPS на частоте 22 МГц, а также область наблюдения BICEP2 (нижняя левая панель).
Вывод.
Мы обнаружили доказательства локальных галактических структур, таких как Loop I, на карте ILC WMAP для CMB, которая предположительно полностью очищена от эмиссии переднего плана. Это загрязнение распространяется на высокую галактическую широту, поэтому обычная процедура маскировки Млечного Пути не может быть полностью эффективной при ее удалении. Оно простирается до достаточно высоких частот, так что оно не может быть синхротронным излучением, но может быть магнитодипольным излучением из ферро- или ферримагнитных пылевых зерен, как это предложено теоретически (Draine & Lazarian 1999; Draine & Hensley, 2013). Ожидается, что это излучение будет поляризовано, а часть поляризованного излучения будет частотно-зависима.
Это привлекло наше внимание, как показано на рис.1. Нижняя часть петли I, в частности, «новая петля» S1, идентифицированная Воллебеном (Wolleben, 2007), пересекает ту самую область неба, из которой недавно эксперимент BICEP 2 обнаружил сигнал поляризации B-моды на частоте 150 ГГц (Ade И др. 2014). Это было приписано первичным гравитационным волнам из-за того, что "имеющиеся модели переднего плана" не коррелируют с картами BICEP. Однако новый передний план, который мы идентифицировали, не включен в эти модели. Следовательно, космологическое значение, если какой-либо из обнаруженных сигналов B-моды требует дальнейшего изучения. Предстоящие данные поляризации со спутника Планка будут иметь решающее значение в этом отношении.