Willingale et al. (2003) и Miller et al. (2008) подробно проанализировали спектры XMM-Newton и Suzaku по различным направлениям внутри NPS. Итогом их спектрального моделирования является оцененный N(H) поглощающий столбец в направлении излучающей области. Мы использовали наш 3D-дистрибутив для интеграции дифференциальной непрозрачности по четырем направлениям, которые они изучали. Сравним на рис. 9 профили радиальной непрозрачности, преобразованные в профили водородных столбцов с использованием NH = 5 x 1021 E (B-V) см-2, с их оцененными поглощающими столбцами, с одной стороны, и общий столбец HI, выведенный из данных 21 см (Kalberla et al., 2005) с другой стороны. Здесь мы снова предупреждаем, что разрешение карты в этом объеме составляет порядка 20-30 парсек, то есть наблюдается сильное усреднение структур, объясняющее плавное увеличение непрозрачности. Другая особенность инверсии также должна быть упомянута здесь, а именно использование распределения по умолчанию, распределение, которое преобладает в местах, где нет ограничений от красной базы данных. Такой дистрибутив по умолчанию не влияет на местоположение отображаемых облаков, но при вычислении интегралов непрозрачности там возможно незначительное влияние этого распределения, особенно вне плоскости и на большие расстояния, где меньше целей. На используемых нами картах распределение по умолчанию является однородным и зависит только от расстояния от плоскости с высотой шкалы 200 шт. Эффект этого распределения объясняет гладкое радиальное увеличение непрозрачности, представленное на рис. 9, выше примерно 200 пк, где звезды целей недоборны.
Учитывая это обстоятельство, интересно сравнить профили непрозрачности пыли (или эквивалентного газа) с профилями Willingale et al. (2003) и Miller et al. (2008), а также с полной лучевой концентрацией HI на линии 21 см. Мы видим, что для двух линий наблюдения при b = 20 и b = 22◦ (красных и черных) лучевые концентрации, выведенные из рентгеновского спектрального анализа, достигают значения порядка полной лучевой концентрации (21 см) примерно на 180 и 185 пк. Это свидетельствует о том, что внутренние края рентгеновской яркой полости расположены за ~ 180 пк. На более высоких широтах лучевые концентрации достигаются на уровне примерно 150 и 220 пк соответственно, и имеется значительная концентрация газа за пределами излучающей области в соответствии с совокупной концентрацией HI. Если мы рассмотрим глобально четыре направления, сравнение между колонками переднего плана и картами наводит на мысль о минимальном расстоянии порядка 150 пк до ближайшей границы испускающего газа. Используя срезы l = 20◦ и l = 25◦ градусов на рис. 7 (две из линий наблюдения расположены на l, b = (20, 30) и (20, 40) и содержатся в срезе l = + 20,, два других расположены по l, b = (25, 20) 27, 22) и содержится или близко к срезу l = + 25)), можно видеть, что эта граница выходит за пределы самого плотного комплекса облаков, появляющегося на картах от ~ 100 до 250 парсек в зависимости от направлений. На рис. 8 показано распределение пыли в меридиональной плоскости l = 30, с тремя потенциальными источниками для яркого NPS. Вышеуказанные результаты противоречат предположению о полости с центром в 150 пк (круг А на рис. 8) как источнике излучения NPS, так как внутренняя граница этой полости А составляет ~ 100 пс и, следовательно, значительно ближе, чем предел 150 пс. Это согласуется с отсутствием сильного увеличения непрозрачности пыли ниже b ~ 10◦ на переднем плане полости, хотя это увеличение необходимо для объяснения картины яркости (см. Рис. 5). Полость В также маловероятна, так как она начинается с ~ 100 пк, и перед ней очень мало поглощающей материи. Наиболее вероятной областью является полость С, для которой поглощающая колонка близка к значению, выведенному из рентгеновских спектров, однако нет видимого внешнего края, и излучение можно было бы генерировать везде. Мы предупреждаем, что наши аргументы, базирующиеся на лучевой концентрации, основываются на выбранной нами зависимости между избытком цвета и газовым столбом, который может несколько отличаться в областях с нагревом сверхновых. Тем не менее, отсутствие заметной непрозрачности возрастает ниже b ~ 10◦ перед полостью A, что не нравится, не зависит от этой зависимости.
Выводы и обсуждения.
(в первом ничего интересного для нас)
В случае карт 0,75 кэВ мы находим хорошие соответствия между существованием туннелей или полостей в 3D-картах и рентгеновских усилениях. В противоречии с этими результатами наш поиск близлежащей полости, которая могла быть источником очень яркого излучения 0,75 кэВ от Северного полярного шпора, дала отрицательный результат, а мы находим доказательства того, что сигнал NPS возникает из горячего газа за ~ 200 Pc, на большем расстоянии, чем предполагалось ранее. Тот же вывод сделан из сравнения между пылевым распределением и передней лучевой концентрацией, выведенными из рентгеновских спектров NPS. Так как мы можем получить только нижний предел для области источника NPS, не исключено намного большее расстояние, в том числе до центра Галактики.
(последний – набор пожеланий с новым годом)