КэВ диффузный фон и 3D-карты: поиск области источника Северного полярного шпора (NPS)

Местное распределение ISM 3D и мягкий рентгеновский фон.

Выводы о близлежащем горячем газе и Северном Полярном Шпуре.

 

Суть.

Карты трехмерной (3D) межзвездной среды (ISM) могут быть использованы для обнаружения не только межзвездных (IS) облаков, но также и IS-пузырей между облаками, которые раздуваются звездными ветрами и сверхновыми и заполняются горячим газом. Чтобы продемонстрировать это и получить более четкую картину локального ISM, мы сравниваем наши последние 3D-карты распределения IS-пыли с диффузными рентгеновыми картами ROSAT после удаления гелиосферного излучения. В плоскости Галактики имеется хорошее соответствие между местоположениями и протяженностью отображенных близлежащих полостей и мягким (0,25 кэВ) распределением фоновой эмиссии, что показывает, что большинство этих близлежащих полостей вносят вклад в это мягкое рентгеновское излучение. При условии постоянного соотношения пыли к газу и к однородному горячему газу 106 К, заполняющему полости, мы простым образом моделировали поверхностную яркость 0,25 кэВ вдоль Галактической плоскости, если смотреть с Солнца, принимая во внимание поглощение отображаемыми облаками. Сравнение данных модели способствует существованию горячего газа в окрестности Солнца, так называемого Local Bubble (LB). Предполагаемое среднее давление в локальных полостях составляет порядка 10 000 см-3K, что согласуется с предыдущими исследованиями и проверяет метод. С другой стороны, модель переоценивает излучение от огромных полостей, расположенных в третьем квадранте. Используя данные поглощения CaII, мы показываем, что отношение пыли к CaII в этой области очень мало, что подразумевает наличие большого количества ионизованного газа с более низкой температурой (не-рентгеновского излучения) и, как следствие, уменьшение объема, заполненного Горячим газом, объясняя, по крайней мере, часть расхождения. В меридиональной плоскости два основных повышения яркости хорошо совпадают с самыми удлиненными частями и дымоходами (прим:источниками?) LB, связывающими LB с гало, но никакой конкретной близлежащей полости не найдено в направлении увеличения яркости Северного полярного шпура (NPS) при высоких широтах. Мы искали в трехмерных картах для исходных областей усиления высших энергий (0,75 кэВ) в четвертом и первом квадрантах. Туннели и полости совпадают с основными яркими областями, однако ни туннель, ни полость не соответствуют низким широтам b ≥ 8◦, самой яркой части NPS. Кроме того, сравнение между 3D-картами и опубликованными спектральными данными не благоприятствует соседним полостям, расположенным в пределах ~ 200 пк, в качестве потенциальных областей источников для NPS. Эти примеры иллюстрируют потенциальное использование более детальных 3D-распределений соседнего ISM для интерпретации диффузного мягкого рентгеновского фона.

 

Введение.

Многоволновые наблюдения за межзвездным веществом или межзвездной средой (ISM) по эмиссии предоставляют все более подробные карты, приводя информацию на всех этапах. Однако информация о расстоянии до излучающих источников и их глубине зачастую неясна или отсутствует. Это относится, в частности, к диффузному мягкому рентгеновскому фону (SXRB), эмиссии, создаваемой газом 106 K, заполняющим полости, взорванными (прим:созданными?) звездными ветрами и сверхновыми звездами в гало Галактики и незначительным образом внегалактическими источниками.

Спутник Röntgen (ROSAT) был запущен в 1990 г. и провел наблюдения за диффузным рентгеновским фоном в нескольких диапазонах от 0,25 кэВ до 1,5 кэВ (Snowden et al., 1995, 1997), предоставляя уникальную информацию о близлежащем и более отдаленном горячем газе, излучающем в мягком рентгене. Однако определение свойств этого газа не является прямым, поскольку это зависит от знания распределения ISM как для газа, излучающего в рентгене (размеры объемов, заполненных горячим газом), так и для газа, поглощающего рентгеновское излучение (Облака переднего плана). Ряд разработок позволил решить эту проблему и удалось распутать различные вклады в сигнал путем моделирования интенсивности и широкополосных спектров (Snowden et al., 1997) или с использованием методов затенения, основанных на ИК-картах (Snowden et al., 1998, 2000). Таким образом, была получена информация о вкладах в диффузный фон внегалактической эмиссии, эмиссии выпуклости, гало и близлежащих полостей. В частности, мягкие рентгеновские данные ROSAT (0,25 кэВ) принесли уникальную информацию о горячем газе, заполняющем так называемый локальный пузырь, малой плотности, нерегулярный объем в окрестности Солнца.

Тем не менее, много неопределенностей остаётся в физических свойствах излучающего газа. Фактически, даже если его температура может быть определена спектрально, его плотность (или ее давление) может быть выведена, только если знать протяженность излучающей области вдоль каждой линии наблюдения (ЛОС), и ситуация становится очень сложной, если сигналу способствуют несколько областей. Наконец, сильной дополнительной трудностью является наличие загрязняющего излучения переднего плана вследствие перезарядки ионов солнечного ветра с межзвездными и геокорональными нейтралами (так называемая эмиссия SWCX). Этот сигнал не был понят во время первого анализа РОСАТ, но в настоящее время все более и более хорошо документирован (например, Wargelin и др. (2004), Snowden и др. (2004), Fujimoto и др. (2007)). Он сильно меняется со временем, а также зависит от геометрии наблюдения (направления взгляда и линии наблюдения через экзосферу Земли и магнитную оболочку). В ходе исследования ROSAT All-Sky Survey (RASS) это проявлялось в виде случайного увеличения скорости счета, продолжавшегося от нескольких часов до нескольких дней (это было названо долгосрочными усилениями, LTE). Было установлено, что эти LTE коррелируют с солнечной активностью, особенно с событиями солнечного ветра (Freyberg 1994). Cravens (2000) убедительно продемонстрировал, что LTE являются продуктом высокоионизованных видов солнечного ветра, приобретающих электроны в возбужденном состоянии из экзосферных или гелиосферных нейтралов, которые затем испускают рентгеновское излучение.

Экзосферный (геокорональный) вклад сильно меняется со временем и может быть удален относительно легко, по крайней мере до минимального нулевого уровня. Этот минимальный нулевой уровень геокоронального SWCX не был вычтен из данных RASS, поскольку в то время он ещё не был понят. Сильная позиционная корреляция и почти нулевое смещение данных 1/4 кэВ (Snowden et al., 1995) с предыдущими исследованиями всего неба в Висконсине (McCammon et al., 1983), SAS-3 (Marshall & Clark 1984) И HEAO-1 A2 (Garmire и др. 1992) предлагают минимальное смещение нулевого уровня в данных RASS. Более свежий анализ корреляции между потоком солнечного ветра и скоростью счета LTE позволяет предположить, что вклад нулевого уровня геокоронального SWCX может составлять примерно 25% от минимальной поверхностной яркости диапазона 1/4 кэВ, обнаруженной в плоскости Галактики.

Выделение гелиосферного SWCX производится за счет взаимодействия ионов солнечного ветра с IS-нейтральными элементами, дрейфующими по солнечной системе. Эта эмиссия не вносила существенного вклада в LTE, так как временные масштабы обычно значительно длиннее, чем масштабы изменения геокоронального SWCX. Однако считается, что нулевой уровень гелиосферного SWCX имеет порядок самого фона 1/4 кэВ, и его необходимо учитывать. Поскольку распределение межзвездного водорода и атомов гелия в гелиосфере определяется относительным движением между Солнцем и локальным межзвездным облаком и характеризуется заметными максимумами вдоль соответствующего направления, ожидается, что этот вклад в SWCX будет связан тем же образом и иметь два сильных максимума в противоположных направлениях, один для водорода и один для гелия. Lallement (2004) оценил гелиосферный вклад SWCX, основанный на распределении атомов водорода и гелия, и для геометрии ROSAT обнаружил, что эффекты параллакса сильно ослабляют эффекты этих максимумов излучения и делают сигнал SWCX почти изотропным для тех условий наблюдения ROSAT. Это негативно сказывается на его распутывании и обеспечивает смещение в измерении фона 0,25 кэВ. К сожалению, поскольку, как было сказано выше, излучение гелиосферы далеко не пренебрежимо мало по сравнению с эмиссией LB или гало, что добавляет сложности моделирования, особенно из-за его анизотропии, временной и спектральной изменчивости (Koutroumpa et al., 2007a,, Б) в больших временных масштабах. Вклад гелиосферного SWCX явно рассматривается в следующем анализе.

При более высоких энергиях (0,75 кэВ - 1,5 кэВ) на картах РОСАТ выявлены многочисленные яркие области, соответствующие горячему газу в более отдаленных полостях. Одним из особенно интересных примеров является так называемый северный полярный шпур (NPS), характерная особенность рентгеновского неба, с явными аналогами на картах радио континуума (Haslam et al., 1964). Несмотря на уникальные угловые размеры, яркость и форму, его местоположение остается вопросом. Считается, что это рентгеновский аналог близлежащей полости, взорванной (прим: созданной?) звездными ветрами от объединения Скорпиона-Центавра OB, которое находится на расстоянии ~ 170 пк (Egger & Aschenbach (1995)). Это согласуется с исследованием оболочек и глобальной картиной поляризованного радиоизлучения, выполненной Уоллебеном и др. (2007); они смоделировали эмиссию как обусловленную двумя взаимодействующими расширяющимися оболочками, окружающими пузырьки. Расстояние до центральной части Loop I / NPS составляет более 100 парсек, и в обоих сценариях область источника должна быть достаточно широкой, чтобы также объяснить рентгеновское излучение и усиления радио континуума, наблюдаемые на юге как продолжение северных особенностей. В полной оппозиции Софью (2000) предположил, что NPS имеет начало в галактическом центре, основываясь на моделях биполярных гипероболочек из-за сильных вспышек звездообразования в центре Галактики, которые могут хорошо воспроизводить радио NPS и связанные шпуры. Недавно дискуссия возобновилась, поскольку новые исследования спектров NPS противоречиво либо подтверждали, либо подвергали сомнению местную интерпретацию. Willingale et al. (2003) моделировали спектры XMM-Ньютона по трем различным направлениям и нашли данные об излучающей полости шириной 280 парсек с центром на 210 пк удалённым от Солнца в направлении (l, b) = (352 °, + 10 °), основанные на их определениях переднего и заднего IS-фона столбцов. С другой стороны, Miller et al. (2008) измерили удивительно большое количество азота в спектрах Сузаку NPS и интерпретировали его как результат обогащения звезды AGB, что противоречит происхождению объединения Sco-Cen. Наконец, в гамма-лучах (так называемые пузырьки Ферми) и в микроволнах (пузырьки с пузырьками WMAP) были обнаружены гигантские галактические пузыри, выдутые из центра Галактики в двух полушариях. Пузыри окружены на низких широтах гамма-лучами и СВЧ-дугами, а NPS похож на более внешнюю дугу, что предполагает связь. Неопределенность в отношении расстояния до исходного района NPS остается препятствием для решения и прекращения прений.

(следующий абзац пропустил)

(…) В разделе 3 мы ищем IS-структуры в 3D-распределении, которые могут соответствовать ярким областям рентгеновского излучения и области источника NPS. Мы используем обзорные снимки ROSAT, рентгеновские спектры XMMNewton и 3D-карты и обсуждаем возможное место и происхождение NPS. Мы обсуждаем наши выводы в разделе 4.

 

кэВ диффузный фон и 3D-карты: поиск области источника Северного полярного шпора (NPS).