Наблюдения Сузаку Северного полярного шпура: данные по усилению азота.
Суть.
Мы представляем наблюдения Северного полярного шпура (NPS) с помощью рентгеновского спектрометра (X-ray Imaging Spectrometer - XIS) на борту рентгеновского спутника Suzaku. NPS представляет собой обширную область усиленного мягкого рентгеновского и радиоизлучения, проецируемую над плоскостью Галактики, вероятно, полученную из-за сверхновых звезд и звездных ветров от близлежащей ассоциации Sco-Cen OB. Исключительная чувствительность и спектральное разрешение XIS ниже 1 кэВ обеспечивают беспрецедентное зондирование низкоэнергетических спектральных линий, в том числе CVI (0,37 кэВ) и NVII (0,50 кэВ), и мы впервые обнаружили высокоионизованный азот в направлении к NPS. Для этой единственной точки, указывающей на самое яркое излучение 3/4 кэВ (l = 26,8 град., B = +22,0 град.), наилучшая модель подгонки эмиссии NPS подразумевает горячую (kT ~ 0,3 кэВ) плазму в столкновительно-ионизационном равновесии (CIE), обедненную C, O, Ne, Mg и Fe до количества менее 0,5 от солнечной, но с повышенным содержанием N, с N / O = 4,0+0,4-0,5 раза солнечным. Температура и общая тепловая энергия газа предполагают нагревание одной или более сверхновыми, в то время как повышенное содержание азота лучше всего объясняется обогащением из звездного материала, который был подвергнут круговороту CNO. Из-за времени, необходимого для развития звезд AGB, мы делаем вывод, что это повышение N / O не может быть вызвано ассоциацией Sco-Cen OB, но может быть результатом предыдущего эпизода обогащения в окрестности Солнца.
Введение.
North Polar Spur (NPS) - область усиленного мягкого рентгеновского и радиоизлучения, проецируемая над плоскостью Галактики, связанная с ярким источником радиоизлучения под названием Loop I. Ранние исследования показали, что Loop I - это остаток старой близлежащей сверхновой (SNR) с оболочкой из нетеплового поляризованного радиоизлучения, окруженный оболочкой медленно расширяющегося нейтрального газа (Berkhuijsen 1971; Berkhuijsen et al., 1971; Sofue et al., 1974; Heiles и др., 1980). Пионерские работы на основе рентгеновских наблюдений поддерживали мнение SNR с обнаружением эмиссии, которая могла быть объяснена диффузной ударно-нагретой плазмой (Bunner et al., 1972; Cruddace et al., 1976; Iwan, 1980; Schnopper et al., 1982; Rocchia 1984). Дополнительная работа de Geus (1992) показала, что комбинированные звездные ветры и сверхновые из централизованной ассоциации Скорпиуса-Центавра OB достаточны для создания оболочек в ISM, которые образуют петлеподобные структуры, которые мы видим.
Миссия РОСАТ обеспечила беспрецедентный рентгеновский обзор NPS, который четко проявляется на карте 3/4 кэВ all sky (Snowden et al., 1997). Используя эти данные, Egger (1995) и Egger & Aschenbach (1995) также предполагают, что Loop I был создан непрерывными эффектами сверхновых звезд и комбинированных звездных ветров от ассоциации Sco-Cen. Они заключают, что яркая эмиссия NPS возникает с самой последней ударной волны сверхновой, нагревающей внешнюю оболочку суперпузырька, на расстоянии около 100 пк от Солнца. Примечательно, что авторы предлагают взаимодействие между суперпорядком Loop I и Local Hot Bubble, ссылаясь на обнаружение затенения рентгеновских лучей из плотного кольца H I в этом интерфейсе.
Другой сценарий обсуждался в серии статей Софу (1977, 1984, 1994, 2000, 2003), а недавно Бланд-Хоторн и Коэн (2003). Согласно этой модели, NPS является остатком взрыва звезды или взрыва вблизи Галактического центра 15 млн. лет назад и находится на расстоянии нескольких кпк. Однако этот сценарий основан главным образом на морфологических аргументах, и ему противоречат другие наблюдения. Например, Мэтьюсон и Форд (Mathewson & Ford, 1970) обнаруживают межзвездные поляризационные особенности на расстоянии около 100 пс, которые четко прослеживают большую часть северной и восточной частей Loop I, включая NPS, с ожидаемой ориентацией поляризации. Кроме того, особенности H I, видимые рядом, по-видимому, объясняются взаимодействием Loop I с Local Bubble, как описано ранее (Egger & Aschenbach 1995). Эти результаты сильно благоприятствуют локальной модели NPS, хотя модель центра Галактики пока не может быть исключена.
Наше понимание происхождения NPS зависит от состояния плазмы, включая температуру и содержание металлов, которые могут быть ограничены современной рентгеновской аппаратурой. Однако рентгеновские наблюдения вдоль этого луча зрения осложняются вкладом различных источников излучения, содержащих мягкий рентгеновский фон (SXRB). Локальный горячий пузырь (LHB, Snowden et al., 1990 и ссылки в нем), гало Галактики и дополнительный диффузный галактический материал производят тепловое излучение ниже 2 кэВ, совмещающееся с плазмой на 0,1-0,2 кэВ и в котором доминируют линии излучения низкой энергии. Вклады от неразрешенных галактических и внегалактических точечных источников создают континуальное излучение в широкой энергетической зоне. На эти компоненты излучения влияют различные уровни промежуточного поглощения.
Недавние наблюдения XMM-Newton/EPIC-MOS трех точек NPS на низких широтах предлагают некоторое понимание: моделирование различных компонент излучения на линии наблюдения и обнаружение плазмы kT ≈ 0,25 кэВ с яркими эмиссионными линиями и содержанием металлов около 0,5 от солнечного (Willingale et al., 2003). Это высокотемпературное излучение связано с усиленными особенностями NPS, наблюдаемыми на картах ROSAT, и подтверждает мнение о том, что излучение возникает в результате повторного нагрева оболочки суперпузырьков.
Относительный избыток химических элементов и состояние плазмы в NPS удерживают ключ к его формированию. С помощью Сузаку мы в первый раз можем зондировать низкоэнергетические эмиссионные линии C VI (0,37 кэв), N VI (0,43 кэВ) и N VII (0,50 кэв). (…)Здесь мы представляем наблюдения Сузаку/XIS за NPS с целью дальнейшего ограничения температуры, избытка и структуры излучающего материала.
Обсуждение.
Представленные здесь параметры плазмы NPS аналогичны недавним результатам XMM-Newton, описанным Willingale et al. (2003) для трех разных точек. Наша температура несколько выше и составляет kT = 0,29 ± 0,01 кэВ по сравнению с 0,25-0,27 кэВ для XMM-Newton (90% доверительных баров ошибки). Мы получаем аналогичную промежуточную абсорбционную колонну, как и Willingale et al. (2003), что подтверждает наличие плотного нейтрального слоя между пузырьками LHB и NPS. Из параметров эмиссии NPS и подходящей модели для морфологии выбросов мы можем наложить ограничения на физические параметры плазмы. Мы используем схему модели Willingale et al. (2003), которая состоит из пузырька, центрированного на l = 352◦, b = +15◦ на расстоянии 210 пк с радиусом 140 пк. Эта структура смещена и меньше, чем пузырь Loop I, центрированный на ассоциации Sco-Cen, и сконструирован, чтобы соответствовать основной части яркого рентгеновского излучения. Наш указатель (точка?) исследует длину пути 157 пк через пузырь NPS. Для ЭМ, равного 0,10 пс см-6, электронная плотность вдоль линии зрения ne = 0,028f-1/2 см-3, где f - коэффициент заполнения объема и предположение о равномерной плотности в областях, занятых горячим газом. Мы также предполагаем полностью ионизованную плазму с наилучшим выходом из нашей локальной фоновой модели, включая обилие солнечного гелия. При оптимальной температуре 0,29 кэв давление электронов и ионов составляет P / k = 1,8 × 105f-1/2 см-3 K. Эти значения согласуются с результатами XMM. Общая масса горячего газа в NPS-пузыре составляет 9,3 × 103f1/2 M⊙, что дает полную тепловую энергию 1,2 × 1052f1/2 эрг. Это согласуется с выводом энергии одной сверхновой, только если коэффициент заполнения газа f ≤ 0,01, что намного ниже, чем ожидалось для развитого SNR. Однако мы отмечаем, что большая часть пузырька имеет значительно более низкую рентгеновскую яркость, чем это поле, поэтому полученные здесь плотность и энергия следует считать верхними пределами. Результаты согласуются с пузырьком, образованным одной или более сверхновыми звездами.
Обилие O, Ne, Mg и Fe согласуется с предыдущими результатами (Willingale et al., 2003) и значительно субсолнечно, с O / H ≈ 0,3 от солнечного по сравнению со стандартом Anders & Grevesse (1989). Субсолнечное обилие наблюдается и в других наблюдениях рентгеновского излучения ISM (например, Miyata et al., 2007), а также в измерениях поглощения УФ и рентгеновских лучей (Meyer et al., 1997; Meyer et al., 1998; 2002, Andr'e et al., 2003; Yao & Wang 2006), и они согласуются с последними изменениями стандартных значений солнечного изобилия (Asplund et al., 2005). Наше выходное содержание О по-прежнему составляет около 50-60% от исправленного солнечного значения, хотя мы уже отмечали ранее трудности получения абсолютного содержания металлов из данных рентгеновского излучения и подчеркиваем, что эти значения не очень хорошо ограничены. Соотношения Ne/O, Mg/O и Fe/O являются надежными индикаторами обогащения и увеличиваются в 1.4-1.5 раза по отношению к солнечному.
Выведенные количества N и C сильно отличаются от полученных количеств других металлов (WTF!), и это новые результаты этой работы. Мы наблюдаем усиление N в направлении NPS, где N / H = 1.3 +0.5 -0.4 от солнечного и N / O = 4.0 +0.4 -0.5 от солнечного. Это согласуется с предыдущими ограничениями: ранние рентгеновские наблюдения указывают на необычно сильное излучение N VI или N VII для предполагаемой тепловой модели NPS, хотя пределы довольно велики (Inoue et al., 1980; Rocchia и др., 1984). Поле зрения этих наблюдений также намного больше, чем Suzaku / XIS. Коули (Cawley, 1998) использовал пионерские наблюдения CCD и получил оптимальное соотношение Н / О около 3, но с «неограниченными» ошибками. Наше первое ясное обнаружение линии излучения N VII в направлении NPS.
Мы определяем линию C VI в спектре XIS1, но наша локальная фоновая модель наилучшего соответствия предполагает, что эта линия возникает в GH и LHB, а не в NPS. Это накладывает верхний предел на обогощенность NPS - C/H < 0,06 от солнечного и C/O < 0,2 от солнечного (пределы 90% достоверности). Надежность этих результатов зависит от природы компонента GH; при 0,1 кэВ, солнечная обогощённая плазма должна давать очень сильное излучение C VI, чтобы также объяснить яркую линию O VII. Если есть более прохладный компонент NPS с kT ≈ 0,2 кэВ, как обсуждалось ранее, это могло бы объяснить большую часть эмиссии O VII без полного заполнения линии C VI, что позволило бы внести некоторый вклад от более горячего NPS-газа с энергией 0,3 кэВ. Аналогичный результат для локального фона и моделей фона "отключенных" источников предполагает, что GH учитывает полный C VI и что дефицит C/O является реальным.
Мы можем пролить свет на усиление N/O и возможное истощение C/O, рассмотрев механизмы, которые производят эти металлы. В общепринятом представлении об обогащении звездными металлами, углерод и кислород производятся главным образом путем сжигания гелия в массивных звездах и высвобождаются в ISM с помощью сверхновых звезд. Азот, с другой стороны, производится в основном звездами промежуточной массы (4-8 М⊙) и вводится в ISM через ветры AGB (Henry et al., 2000). Углерод и кислород эффективно превращаются в азот во время CN-подцикла цикла CNO, в котором разрушение 14N является предельным процессом (14N (p,) 15O, например, Clayton 1983). В звездах AGB этот процесс происходит в оболочке, содержащей водород, с конвекцией, действующей для круговорота необработанного материала оболочки через зону сжигания CNO и поднимания взвеси, возвращающей этот обогащенный азотом материал к поверхности, где он высвобождается в ISM в сильный звездный ветер (Scalo et al., 1975; Iben & Renzini 1983). Свидетельства больших азотных усилений и углеродных недостатков были замечены в оболочках звезд AGB (McSaveney et al., 2007). Звезды с высокой массой, такие как Wolf-Rayets и Luminous Blue Variables, также могут обогатить свое окружение азотом, хотя последствия этого кажутся небольшими (Henry et al., 2000).
Большой избыток азота, наблюдаемый в NPS, предполагает обогащение AGB-активностью рентгеновского излучающего материала, однако это трудно согласовать с традиционным представлением о происхождении NPS. В представлении суперпузырьков объединенные эффекты звездных ветров и случайных сверхновых от ассоциации Скорпиуса-Центавра OB сместили оболочку горячего материала, охваченную радиоизлучением от Loop I (de Geus 1992, Egger & Aschenbach 1995). Яркое рентгеновское излучение создается самой последней ударной волной сверхновой (около 105 лет), нагревающей внутреннюю оболочку пузыря Loop I, которая была смещена от центра исходной (прим: самой-самой первой) звезды, что объясняет асимметрию (Egger & Aschenbach 1995). Фотометрический анализ членов Sco-Cen (de Geus и др., 1989) и измеренная скорость расширения оболочки H i (Sofue et al., 1974, Heiles и др. 1980) ограничивают возраст суперпузырьков равным 106-107 лет, что меньше 108 лет, которые необходимы для появления первых звезд AGB промежуточной массы (Henry et al., 2000). Поэтому маловероятно, что ассоциация Sco-Cen ответственна за усиление азота в повторно нагретой плазме NPS.
Возможно, что распределение металла в материале NPS было изменено до образования ассоциации Sco-Cen и суперпузырька Loop I. Наблюдения поглощения O I и N I от звезд с помощью HST и FUSE предполагают систематическую тенденцию к снижению содержания азота и к более низкому соотношению N / O с увеличением общей плотности водородного столба (Meyer et al., 1997; Andr'e et al., 2003; Knauth Et al., 2003). Наиболее примечательно, что недавний повторный анализ этих данных показывает резкое падение отношения ISM N / O на расстоянии 500 пс, с N / O ≈ 1.7 от солнечного в пределах этого расстояния и вблизи Солнца (Knauth et al., 2006). Пузырь NPS, как смоделировано, находится полностью в радиусе 500 pc, и хотя есть расхождение в значениях N / O, тенденция к увеличению отношения N / O, которое мы выводим, аналогична тенденции, наблюдаемой в наблюдениях поглощения ультрафиолета.
Два возможных механизма такой неоднородности распределения металла предложены Knauth et al. (2006 год). Во-первых, неполное смешивание продуктов AGB и продуктов сверхновой может в короткие сроки изменить локальное распределение количества. Наблюдаемая избыточность N / O может возникнуть в результате усиления активности AGB в местной Галактике в течение недавнего прошлого. Во-вторых, локализованный контакт с низкометаллическим (возможно, первобытным) газом может изменить структуру изобилия, первоначально разбавляя все металлы, но в конечном итоге создавая суперсолнечное отношение N / O через усиленное промежуточное звездное производство (K¨oppen & Hensler 2005). Дальнейшие исследования необходимы для подтверждения неоднородности изобилия в разных температурных фазах и для определения ее происхождения.
Анализ.
Диффузная эмиссия.
Спектральное моделирование.
Линия наблюдения к NPS зондирует ряд передних и задних источников, которые испускают мягкое рентгеновское излучение. Степень поглощения, ожидаемая в каждой компоненте, зависит от конкретной схемы модели, о которой упоминается в литературе (Iwan 1980; Davelaar et al., 1980; de Geus 1992; Egger & Aschenbach 1995; Willingale и др. 2003). В модели неизменно присутствует непоглощенная плазма Local Hot Bubble, которая простирается на 50-100 пк от Солнца, в зависимости от направления наведения. Это заканчивается плотным листом H i, полученным по дифференциальному поглощению в спектрах звезд на известном расстоянии (Egger, Aschenbach, 1995). Этот лист содержит пузырьки Loop I (и NPS) и имеет плотность столбцов 1020-1021 см-2. Пузырь NPS заполняет некоторую часть пузыря Loop I, за которым лежит остаточный столбец HI Галактики, плазма Галактического гало и любая внегалактическая диффузная и неразрешенная эмиссия точечного источника.
Чтобы позволить прямое сравнение с данными XMM-Newton, мы приняли компоненты спектральной модели Willingale et al. (2003), который наблюдал три поля в направлении NPS на нескольких различных галактических широтах с EPIC-MOS. (…) В рамках этой модели: Компоненты LHB (Local Hot Bubble), GH (Galactic halo) и EB (extragalactic background – внегалактический фон) вместе образуют рентгеновский фон (XRB), и мы допускаем только нормировку этих компонентов. Форма степенного закона EB идентична форме, используемой Willingale et al. (2003), и включает в себя крутизну при более мягких энергиях для учета неразрешенных AGN типа I (например, Roberts & Warwick 2001; Bauer et al., 2004; De Luca & Molendi, 2004). В оставшейся части этой статьи мы называем этот набор спектральных компонентов «локальной фоновой моделью», так как она учитывает фон непосредственно вдоль линии видимости НПС.
Подгонка модели выполнялась на всех четырех спектрах XIS одновременно с использованием XSPEC v.12.3.1 (Arnaud 1996). Модель APEC (Smith et al., 2001) использовалась для тонких (прим: слабых?) компонентов тепловой плазмы (LHB, GH и NPS), со свободно изменяющимися численностями C, N, O, Ne, Mg и Fe для NPS. Мы установили Галактическую NH-поглощающую колонку на 5.63 × 1020 см-2 (Dickey & Lockman 1990), используя это как максимально допустимое значение для компонента NPS. Мы проводим подгонку в диапазоне энергий 0.4-3 кэВ для детекторов FI и 0.3-3 кэВ для детектора BI. Хотя устройство XIS BI обладает измеряемой чувствительностью в диапазоне 0,2-0,3 кэВ (C-диапазон), из-за неопределенностей в калибровке XIS и недостатков модели АТЭС (Р. Смит, частное сообщение) в этом диапазоне энергий, мы исключили его из нашего анализа. Накопленный COR-взвешенный спектр темной Земли использовался для удаления частиц фона, как описано в разделе 2.3.3.
В качестве проверки мы выполнили модель, соответствующую внешнему источнику, для характеристики фона, используя два длительных SWG-наблюдения для NEP (North Ecliptic Pole -Северный полюс эклиптики) (Fujimoto et al., 2007). (…) Спектр NEP вычитается из спектра NPS во время подгонки, и мы подгоняем только один поглощенный компонент APEC, представляющий плазму NPS. NH-поглощение позволяет изменяться вплоть до максимального значения 5,6 x 1020 см-2, а также изменять температуру плазмы, нормировку и C, N, O, Ne, Mg и Fe. В оставшейся части статьи мы ссылаемся на эту модель как на «базовую модель вне источника».
Параметры наилучшей подгонки, полученные с этими двумя фоновыми моделями, представлены в таблице 3, а спектры, наложенные на модели, показаны на рисунках 7 и 8. (…) Остаточные величины на рисунках 7 и 8 указывают на то, что большая часть несоответствия может быть результатом неправильного моделирования функции распределения линии в отклике прибора, поскольку на флангах сильных линий излучения имеются заметные остатки. (…)По-видимому, общая форма континуума и другие потоки эмиссионных линий удовлетворительно смоделированы для спектров BI и FI.
(рисунки нам вроде не нужны)
В локальной фоновой модели доминируют различные компоненты на линии наблюдения при эмиссии на разных энергиях. Это можно увидеть на рисунке 9, где показан спектр BI (XIS1) наряду с отдельными аддитивными спектральными компонентами. Сильные эмиссионные линии от C, N, O, Fe, Ne и Mg хорошо видны, причем большая часть этих линий (и большая часть потока ниже 1,5 кэВ) производится компонентом NPS. Заметными исключениями являются линии C VI, N VI и O VII, которые в значительной степени вырабатываются компонентом галактического гало. Линия излучения N VII при 0,50 кэВ впервые видна к NPS, и в нашей модели она создается плазмой NPS, так как другие тепловые компоненты слишком холодны для этого ионизационного состояния, которое имеет место при столкновительно-ионизационном равновесии (CIE).
Две фоновые модели дают одинаковую температуру наилучшей подгонки NPS (kT = 0,26-0,29 кэВ), что примечательно, учитывая очень разные методы учета SXRB. Оба подхода указывают на низкое изобилие (прим: обогощённость?) (около 0.2-0.5 от солнечного) для плазмы NPS, хотя фоновая модель вне источника дает значения, вдвое превышающие локальную фоновую модель. (Обратите внимание, что мы используем таблицы солнечного изобилия Андерса и Гревесса (Anders & Grevesse, 1989), чтобы облегчить сравнение с предыдущими исследованиями.) Это различие подчеркивает трудность ограничения обогощённости оптически тонкой тепловой плазмы при температурах 1-3 × 106 К с использованием данных рентгеновского излучения. При этих температурах в спектре преобладают яркие эмиссионные линии из металлов, а континуум, создаваемый в основном водородом и гелием, составляет лишь несколько процентов от потока. Систематические неопределенности в космическом рентгеновском излучении (AGN) и фоне частиц ограничивают точность определения континуума. При низком спектральном разрешении, обеспечиваемом CCDs, неопределенности во флангах функции перераспределения линий приводят к дополнительным ошибкам при уровне потока, сравнимом с континуумом. Получающиеся в результате плохие ограничения на плотность числа водорода дают плохие ограничения по содержанию металла по отношению к водороду, хотя потоки линий излучения металла могут быть хорошо определены.
Рис. 9. Спектр Suzaku/XIS1 NPS, показывающий аддитивные компоненты излучения, включенные в локальную модель фона. Яркие линии излучения отмечены видами доминирующего перехода, ответственного за излучение. Компонент LHB строится в предположении, что EM равен 90% верхнего предела. Плазма NPS доминирует над потоком ниже 1,5 кэВ, создавая яркие эмиссионные линии N VII и O VIIi, а также линии Fe, Ne и Mg. Галактическая компонента гало вносит вклад в линии C VI, N VI и O VII. Линия N VII при 0,50 кэВ может быть получена только с помощью более горячей плазмы NPS в этой модели. 
Рис. 7. Спектры Сузаку/XIS NPS, наложенные на наилучшую локальную фоновую модель. Фон частиц был вычтен из спектров скорости счета. Черный используется для спектра BI (XIS1), красный, зеленый и голубой для спектров FI. На нижних панелях показаны остатки подгонки. 
Рис. 8. Спектры Suzaku/XIS NPS, наложенные на оптимальную фоновую модель вне источника. Фон частиц был вычтен из спектров скорости счета. Обозначения идентичны обозначениям на рисунке 7.