ИЗУЧЕНИЕ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫИ 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.
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).
Обсуждение.
В нашей модели температура SB равна kT = 0,29 кэВ, и она находится в верхнем диапазоне значений, указанных в предыдущих исследованиях GH, и хорошо согласуется с приведенными температурами «NPS» (kT ≈ 0,3 кэВ). ЭМ составляет 0,010 пс см-6, что намного превышает широкий диапазон, указанный для ГР Henley & Shelton (2013), поэтому мы считаем, что это действительно связано с избыточной эмиссией, связанной с NPS, а не с ГР.
GB имеет температуру (kT ≈ 0,11), а ЭМ (0,019 pc см-6) на 80% больше, чем для SB. Обсудим теперь свойства отдельных компонентов в модели 2T+.
Галактическая выпуклость.
GB является наиболее заметной особенностью карты ROSAT 3/4 keV вместе с NPS. Рентгеновское излучение от ГБ широко изучалось с использованием как наблюдений Розента (Snowden et al., 1997; Almy et al., 2000), так и наблюдений Сузаку на низких широтах (Rocks 2008). В частности, Rocks (2008) генерирует очень подробную модель излучения GB, следуя профилям плотности и температуры вдоль линии наблюдения и разбивая её [выпуклость] на несколько меньших интервалов. Такой подход необходим для наблюдений на очень низких широтах, поскольку и температура, и плотность варьируются примерно в 5 раз вдоль линии наблюдения, что сильно влияет на излучение отдельных сегментов. На больших широтах вместо этого, когда расстояние от Галактического центра превышает 5 кпк (линия наблюдения к MBM36, действительно, проходит на 6 кпк выше Галактического центра), варьирования плотности и температуры намного меньше, и мы можем аппроксимировать линию наблюдения как единый (прим:единственный?) элемент, имеющий только одно значение температуры и плотности по всему контуру (прим:траектории?) (прим:короче говоря, принимаем значения, равные константам). Согласно модели, описанной Almy et al. (2000), GB способствует около 100 R.U.(?) при l ~ 35°. Модель также предсказывает, что на этой широте температура GB составляет kT ≈ 0,13 кэВ. Нормируя излучение плазмы при kT = 0,13 кэВ с учетом вклада GB ROSAT, мы оценили EMGB = 2,6 × 10 -2 пс см-6. Спектр вклада ГБ, смоделированный по данным ROSAT, почти полностью соответствует компоненте ГБ в нашем наблюдении Сузаку, что очень сильно свидетельствует о том, что это действительно вклад ГБ.
Суперпузырь.
Поскольку эмиссия SB слишком велика, чтобы просто объединить её с «общей» ГР, мы исследовали, может ли модель суперпузырков объяснить ее.
Для моделирования локального SB мы можем использовать геометрические ограничения, описанные в Willingale et al. (2003 год). В этой модели NPS является частью кольца с центром в l ≈ 352, b ≈ 15 и радиусом 42°, и поэтому MBM36 находится на расстоянии 22° от центра Loop. По определению, ЭМ является интегралом квадрата плотности вдоль линии наблюдения до расстояния d
и в приближении постоянства плотности расстояние d можно вычислить как
Предполагая, что SB имеет равномерную плотность, равную плотности LHB (ne = 4,7 × 10-3 см-3 от Snowden и др. 2014), и EM, вычисленную при подгонке, мы оцениваем, что путь (контур, траектория) через SB вдоль линии наблюдения MBM36 – 450+50-180 пс. Этот путь соответствует сферическому пузырьку с радиусом r ≈ 150 пс, причем центр расположен на расстоянии d ≈ 280 пс от солнечной системы (из-за линейных зависимостей в вычислениях, расстояниях и радиусах имеются погрешности + 10%, -25%). Однако эта модель контрастирует, по крайней мере, с двумя различными наборами наблюдений. Во-первых, Puspitarini et al. (2014) предоставил подробную карту ISM на расстоянии ~ 300 пс от солнечной системы, и в направлении МБМ36 ISM заполняет пространство до 300 пс, не оставляя места для SB, описанного нашей моделью (ближайшим краем будет ~ 130 пс). Кроме того, SB имеет тепловое давление примерно в три раза больше, чем LHB. Предполагая, что LHB и SB находятся в сходных условиях и поскольку LHB находится в равновесии давления, равновесное давление SB будет слишком высоким. Тепловое давление LHB (≈ 10,600 см-3 K) больше, чем межзвездное тепловое давление (≈ 3200 см -3 К), но уравновешивается магнитным давлением магнитного поля 4,9 мкG (Snowden et al., 2014). Для того, чтобы уравновесить давление SB, взамен, магнитное поле должно быть ~ 10 мкG, намного больше, чем среда LHB, и больше средних значений, сообщаемых для ISM, оно намного ближе к магнитным полям плотных облаков (Ferrière 2001).
Если мы сохраним тепловое давление SB, сравнимое с LHB, с плотностью ne = 1,6 × 10 -3 см -3, то соответствующая длина пути внутри SB будет равна 3,9+0,4-1,6 кпк, что соответствует SB, расположенному на расстоянии ~ 3.8 kpc (половина пути к Галактическому Центру) и радиусу r ~ 2.4 kpc. Однако такой объект никогда не сообщался другими наблюдениями и не может быть объяснен с использованием моделей локального масштаба.
Рассматривая модель гипероболочки, вместо этого, приведенная плотность (ne = 1,6 × 10 -3 см -3) хорошо согласуется с предписанием Совуэ (2000), которое предполагает «типичную» плотность порядка 10-3 см- 3. Если предположить очень упрощенную модель сферической оболочки, в которой излучение происходит как от слоя между Солнцем и Центром Галактики, так и от слоя за пределами Галактического центра, то длина пути 4 кпк соответствует толщине оболочки ~ 2 кпк. Это значение соответствует толщине, оцененной Kataoka et al. (2013 г.), основанной на анализе изменений ЭМ, пересекающей верхнюю сторону северного пузыря Ферми (область NPS). Более того, галактическая шкала (прим:масштаб), предложенная в этой работе, также согласуется с оценкой расстояния от NPS, полученной с использованием поглощения молекулярных облаков в Аквиле Рифт (Sofue 2015), установленного на нижнем пределе ~ 1,0 кпк. Хотя у нас нет дальнейших аргументов в пользу объединения SB-компоненты с моделью гиперповерхности, наши результаты показывают хорошее согласие с ее предсказаниями.
Избыточная эмиссия.
В модели 2Т+ анализ содержания металлов в SB показывает умеренно большую долю Ne (Ne / O = 1,7 солнечной). Переизбыток Ne, наряду с избытком железа, был также описан Yoshino et al. (2009). В нашем анализе, однако, мы не могли ограничить изобилие Fe, и мы были вынуждены установить его при Fe / O = 1 солнечной. Даже если переизбыток Ne является статистически значимым, он, тем не менее, не слишком отличается от солнечного. Есть несколько возможностей объяснить переизбыток Ne.
Первый вариант заключается в том, что принятая металлическая модель (Anders & Grevesse 1989) не является адекватной для SB, а другие модели могут отличаться до ≈50% в отношении O и других металлов.
Следует, однако, отметить, что угловое разрешение Сузаку относительно невелико и не все точечные источники в поле могут быть удалены. Kashyap et al. (1992) показали, что неразрешенные звезды вносят вклад в рентгеновский фон ниже 2.0 кэВ, в частности, около E = 0.9 кэВ. Таким образом, избыток Ne IX может быть артефактом, который фактически связан с неразрешенными звездами галактики.
Третья возможность заключается в том, что Ne является результатом загрязнения от деятельности Центра Галактики вдоль линии наблюдения. Согласно модели «гипероболочки», активность звездообразования из Галактического центра, произошедшая около 107 лет назад, ответственна за большой суперпузырь, связанный с особенностями NPS. Ударная волна, ответственная за нагрев газа в SB, должна быть богата металлами из-за высокой скорости звездообразования и взрывов сверхновых во время взрыва звезды. Несмотря на то, что это работает с Ne, данная картина опровергается анализом других металлов, так как процедура подгонки не могла сдерживать их обилие, и мы вынуждены были ввести его при солнечных значениях.
Последний вариант заключается в том, что Ne имеет стандартное солнечное обилие (прим: значение? то есть концентрация Ne в рассматриваемой области совпадает с концентрацией Ne от Солнца) и что дополнительная эмиссия вместо этого исходит от дополнительного, более теплого газа при kT = 0,76 кэВ. В этом случае, однако, ЭМ теплого газа очень мала и может быть объяснена тем фактом, что мы наблюдаем небольшой объект (очевидно, не гиперсферу, ответственную за NPS), или что излучение происходит из тонкого слоя очень больших облаков (порядка нескольких десятков парсеков). В первом случае затрудняется согласование источника этой эмиссии с источниками, ответственными за другие Ne IX обнаружения. Во втором случае вместо этого трудно найти подходящую модель для оболочки с очень большим внутренним радиусом и чрезвычайно малой толщиной.
Выводы.
В этой работе мы исследовали свойства ISM в направлении молекулярного облака высокой плотности МВМ36. MBM36 удобно расположено внутри области, определяемой NPS / структурой Loop 1 и северным пузырём ферми. Оно может быть использовано для оценки того, приходит ли излучение NPS / области Loop 1 из соседнего суперпузырька, если оно [излучение] возникает из большой гипероболочки выше Галактического центра, в том же сценарии описывает формирование пузырей Ферми, или если это просто изолированное образование, которое не зависит от сценария пузырьков / оболочек. Благодаря контрасту между облаком и близкой мишенью (прим:объектом?) с низкой плотностью нам удалось разделить вклад в DXB локальных компонент (локальный пузырь и SWCX) от отдаленных источников (как галактического, так и внегалактического происхождения).
Мы идентифицировали два сильных диффузионных поглощенных источника, моделированных плазмой при kT = 0,11 и 0,29 кэВ. Обе тепловые компоненты имеют ЭМ, которые намного больше, чем типичные значения для эмиссии GH. Более холодная тепловая компонента полностью согласуется с моделями излучения из верхней области ГБ.
Мы исключили возможность того, что излучение от более теплого газа связано с близким суперпузырьком; такой пузырь вместо этого будет расположен на расстоянии менее 300 пк от солнечной системы, где независимые наблюдения (Puspitarini и др., 2014) выявили большие плотные области. Более того, суперпузырь имел бы слишком высокое тепловое давление, чтобы компенсировать тепловое и магнитное давление окружающей среды. Этот аргумент также справедлив в отношении моделей, где структуры NPS соответствуют излучению из оболочки соседнего суперпузырька. Модель гипероболочки, напротив, находится в хорошем согласии с нашим наблюдением. На самом деле, температура и ЭМ компонента более теплого газа могут быть связаны с оболочкой толщиной 2 кпк, созданной ударным фронтом активности звезды, которая произошла около Галактического центра ~ 107 лет назад.
Мы не могли исследовать основные модели GH (газ границы галактической плоскости по сравнению с циркуляргалактическим гало); по существу, более теплый компонент намного ярче любого ранее измеренного «стандартного» компонента ГР.
Мы также идентифицировали избыточное излучение, соответствующее энергетической зоне вблизи линии эмиссии Ne IX (0,922 кэВ). Качество сигнала недостаточно хорошее, чтобы обеспечить определенную интерпретацию избытка. Вероятно, металлическая модель не является адекватной для описания содержания металлов в области GB и что избыток Ne может возникнуть в результате обогащения металла в гипероболочке из-за звездной активности, ответственной за саму оболочку.