Направление галактического центра, галактический выступ или петля 1.




Карты II обзора ROSAT диффузного рентгеновского фона.

Суть.

В настоящем документе представлены новые карты мягкого рентгеновского фона из обзора по всему небу ROSAT. Эти карты представляют собой значительное улучшение по сравнению с предыдущей версией, поскольку (1) разрешение положения PSPC было использовано для улучшения углового разрешения от ~ 2 ° до 12 & arcmin; (2) имеется шесть энергетических диапазонов, которые делят каждый из предыдущих трёх на две части, и (3) вклад точечных источников был удален до однородного уровня потока источника на большей части неба. Эти новые карты будут доступны в электронном формате позднее в 1997 году.

В этой работе мы также рассматриваем яркое излучение в общем направлении Галактического центра в полосе 0,5-2,0 кэВ и видимый поглощающий желоб, который проходит через него по галактической плоскости (прим: для иллюстрации смотри океанический желоб). Хотя данные северного полушария смущены излучением Loop I, излучение, видимое к югу от плоскости, согласуется с выпуклостью горячего газа, окружающего центр Галактики (в нашей простой модели цилиндр с экспоненциальным спадом плотности с высотой над плоскостью). Цилиндр имеет радиальную протяженность ~ 5,6 кпк. Рентгеновский излучающий газ имеет высоту шкалы 1,9 кпк, плотность электронов в плоскости ~ 0,0035 см-3, температуру ~ 106,6 К, тепловое давление ~ 28000 см-3 К и полную светимость ~2 × 1039 эрг с-1, используя модель плазменного излучения столкновительного ионизационного равновесия (CIE).

 

Введение.

Исходные карты мягкого рентгеновского фона (SXRB) в диапазоне 0,1-2,0 кэВ, полученные по данным все-небесного обзора ROSAT (Röntgensatellit; Trümper 1983, 1992) (Snowden & Schmitt 1990; Voges 1992), были представлены в Snowden et al. Al. (1995b, далее в документе I). Документ I представляет собой значительное улучшение по сравнению с предыдущими исследованиями (McCammon и др., 1983; Marshall & Clark 1984; Garmire и др., 1992) в угловом разрешении и статистической значимости, но не полностью использует возможности углового и спектрального разрешения Position Sensitive Proportional Counter (PSPC, Pfeffermann и др. 1987). Они были созданы из промежуточного продукта сокращения данных, который скомпоновал данные из всего поля обзора ~ 2 ° (то есть обработал PSPC как «легкое ведро») в 40' пикселей для трех энергетических диапазонов.

В этой статье мы представляем карты, которые были получены с использованием обработанных Rev0 данных съемки (Gruber 1992; Voges et al., 1992). Хотя карты забиты в 12' × 12' пикселей для получения разумной статистики, они используют полное угловое разрешение рентгеновского телескопа (XRT, Aschenbach 1988) и PSPC (1.'8 50% округлённая энергия, усредненная по полю зрения) комбинацию для позиционирования события и удаления точечного источника. Эти новые карты были созданы в шести энергетических диапазонах, при этом каждая из трех энергетических полос, представленных в документе I, фактически разделена на две части. (…)

В этой статье мы обсудим отношение полос R2 / R1, или «цвет» излучения 1/4 кэВ, и его влияние на местоположение излучающего материала. В соответствии с более ранней работой (Snowden, Schmitt, & Edwards 1990), основанной на соотношении C-диапазона (0,16-0,284 кэВ) с данными В-диапазона (0,13-0,188 кэВ) в Висконсинском обзоре (McCammon et al., 1983) мы находим свидетельства крупномасштабного изменения жёсткости, причем в общем направлении центра Галактики более жёстко, а в направлении галактического антицентра мягче.

Мы также рассматриваем усиление 0,5-2,0 кэВ в общем направлении Галактического центра. Некоторые утверждают, что усиление связано с излучением, вызванным петлёй I (например, Hayakawa и др., 1977), другие полагают, что большая часть его происходит так же далеко, как центр Галактики (например, Garmire & Nugent 1981; Sofue 1994), в то время как третьи утверждают о промежуточном подходе к некоторому вкладу от обоих источников (например, Egger 1994). Мы используем широтную зависимость избытка и поглощающего желоба в галактической плоскости, чтобы утверждать, что часть усиления южного полушария почти полностью обусловлена излучением от галактической выпуклости, в то время как северная часть представляет собой суперпозицию выпуклости и эмиссии петли I.

 

Вывод.

Мы также представили предварительный анализ усиления полосы 0,5-2,0 кэВ в направлении центра Галактики. Хотя результаты не являются окончательными, мы считаем правдоподобным, что, хотя петля I обеспечивает значительное излучение в северном полушарии, усиление Галактического центра, вероятно, в основном обусловлено излучением от галактического рентгеновского выпуклости. Параметры излучения выпуклости аналогичны тем, которые наблюдаются в других спиральных Галактиках, с плотностью в плоскости ~ 0,0035 см-3, высотой шкалы ~ 2 кпк и температурой ~ 106,6 К, что подразумевает тепловое давление в плоскость P / k ~ 28000 см-3 K. Общая светимость ~ 2 × 1039 эрг с-1.

 

4 Диапазон ¼ кэВ.

(…)

Теперь рассмотрим этот результат с данными ROSAT диапазонов R1 и R2. На рис. 11а (табл. 7) показана карта всего неба с отношением полос R2 / R1. На рисунке показаны те же общие характеристики, что и в отношении C / B, но есть множество дополнительных деталей, видимых из-за более высокого углового разрешения и гораздо большего числа отсчетов. Некоторые из структур можно отнести к дискретным галактическим особенностям. Жёсткая высокоширотная дуга (l, b ~ 290°, 60° до 0°, 70° до 20°, 30°) является частью Северного полярного шпура (NPS) - просветлённого края лимба близлежащего суперпузырька (Например, Iwan 1980, Egger 1995). Жесткая область при (l, b ~ 320°, 20°, диаметре D ~ 30°) могла быть вызвана излучением этой же особенности (возможно, с некоторым вкладом галактической выпуклости), пробивающейся сквозь «дыру» в HI, который отделяет пузырь Sco-Cen (Loop I) от LHB. (…)

 

Диапазон 0,5-2,0 кэВ.

Поток, наблюдаемый в жесткой полосе ROSAT, представляет собой смесь галактической и внегалактической эмиссии. Несмотря на прогресс в решении внегалактического компонента в дискретных источниках (например, Хасингер и др., 1993), происхождение Галактического компонента недостаточно изучено (см. McCammon & Sanders 1990). В высоких широтах в областях, удаленных от очевидных галактических усилений излучения (например, комплекса Loop I / NPS в полушарии центра Галактики), большая часть потока является внегалактической по своему происхождению с => 60% в полосе 1-2 кэВ и ~ 40 % в полосе 0,5-1,0 кэВ, разрешенных наблюдениями глубокой съемки в дискретные, в основном внегалактические источники (Hasinger et al., 1993, 1996). В галактической плоскости, особенно в направлении центра Галактики, структура очень сложна с вкладами от объектов Галактики примерно до 100 пк (пузырь Ско-Цена) и, возможно, настолько далеко, насколько Галактическая выпуклость.

 

Направление галактического центра, галактический выступ или петля 1.

Направление центра Галактики при энергиях выше 0,5 кэВ примерно в 6 раз ярче, чем типичный высокоширотный поток, и показывает значительную структуру. На фоне этого яркого усиления некоторые из первых изображений, полученных с обзора по всему небу, показали ясные тени, отбрасываемые такими объектами, как темные облака Змееносца (l, b ~ 355 °, 17 °, D ~ 10 °), и изображения обычно выглядели Подобно крупным телеугольным оптическим изображениям этой части Млечного Пути. Существует также глубокий минимум интенсивности или «поглощающий желоб» вдоль плоскости в направлении центра Галактики, от долготы ~ 315 ° до ~ 45 °, что наиболее отчетливо видно при 3/4 кэВ.

Происхождение яркого усиления неизвестно. Наиболее вероятны две не взаимоисключающие возможности. В то время как излучение могло возникнуть в рентгеновской выпуклости галактического центра, это также направление ближайшего SNR/звездного воздушного пузыря: Sco-Cen Bubble или Radio Loop I. Этот пузырь сосредоточен на расстоянии ~ 170 pc и имеет радиус ~ 150 пк (например, de Geus, de Zeeuw, & Lub 1989; Geus 1992; Egger 1995), поэтому покрывает большой телесный угол на небе. Впервые идентифицированный в радиоэфире (например, Berkhuijsen, Haslam, & Salter 1971), его протяженность четко обозначена в северном полушарии в континуальном излучении как неполный малый круг на небе (с центром в l, b ~ 329 °, 17.’5, С радиусом ~ 58 °). Из результатов Centurion & Vladilo (1991), в направлении центра Петли I, стена LHB находится на расстоянии более 15 пк, а ближайшая сторона стенки пузыря Sco-Cen находится на расстоянии 65 пк. Эти расстояния обеспечивают верхний предел в размере (толщине) разделительной стенки, а не ее измерение. Морфология Loop I в радиоконтинуационной эмиссии более запутана около плоскости Галактики, и нет четкого распространения на юг (Berkhuijsen, Haslam, & Salter 1971), хотя Columb, Puppel и Heiles (1980) нашли доказательства расширяющегося кольца HI, согласующееся с таким продолжением вплоть до b ~ -30°. Как в радиоконтинууме, так и в рентгеновских лучах северо-восточный край четко очерчен обширной особенностью, известной как NPS. Хотя и слабее, излучение можно проследить по северной протяженности Петли и вниз в сторону нижней Галактической широты при l ~ 270 °.

Существует значительное рентгеновское излучение как на севере, так и на юге Галактической плоскости в более низких широтах в области, согласующейся с внутренней частью небольшого круга на небе, определённом экстраполяцией размера северного полушария петли I. Однако это излучение также может быть грубо центрировано в центре Галактики (l ~ 355°), что соответствовало бы эмиссии галактической выпуклости. Помещение низкоширотной эмиссии в центре Галактики или в петле I, очевидно, имеет принципиально различные последствия для ее интерпретации.

Рис 11. Все-небесные карты: (a) отношения диапазонов R2/R1, (b) отношение диапазонов 1,5 кэВ к 3/4 кэВ и (c) данные IRAS 100 μm. Проекция, такая же, как на рис. 6, представляет собой равную площадь Айтофф-Хаммера, центрированную в центре Галактики с увеличением долготы Галактики влево. Значения рядом с цветными полосками указывают соотношение (a, b) или интенсивность (c) в единицах MJy sr-1.

 

Рис 6. Карты Айтофф-Хаммера для данных диапазона (a) R12, (b) R45 и (c) R67. Проекция - это равная площадь Айтофф-Хаммера, центрированная в центре Галактики с увеличением долготы Галактики влево. Значения рядом с цветными полосками указывают интенсивность, а единицы - 10-6 counts s-1 arcmin-2. Регионы отсутствующих данных - черные.



Поделиться:




Поиск по сайту

©2015-2024 poisk-ru.ru
Все права принадлежать их авторам. Данный сайт не претендует на авторства, а предоставляет бесплатное использование.
Дата создания страницы: 2017-12-29 Нарушение авторских прав и Нарушение персональных данных


Поиск по сайту: