Спектральное моделирование.

Наблюдения Сузаку Северного полярного шпура: данные по усилению азота.

Сущность.

Мы представляем наблюдения Северного полярного шпура (NPS) при помощи рентгеновского спектрометра (X-ray Imaging Spectrometer - XIS) на борту рентгеновского спутника Suzaku. NPS представляет собой необъятную область усиленного мягенького рентгеновского и радиоизлучения, проецируемую над плоскостью Галактики, возможно, полученную из-за сверхновых звезд Спектральное моделирование. и звездных ветров от близкорасположенной ассоциации Sco-Cen OB. Исключительная чувствительность и спектральное разрешение XIS ниже 1 кэВ обеспечивают беспримерное зондирование низкоэнергетических спектральных линий, в том числе CVI (0,37 кэВ) и NVII (0,50 кэВ), и мы в первый раз нашли высокоионизованный азот в направлении к NPS . Для этой единственной точки, указывающей на самое Спектральное моделирование. колоритное излучение 3/4 кэВ (l = 26,8 град., B = +22,0 град.), лучшая модель подгонки эмиссии NPS предполагает жаркую (kT ~ 0,3 кэВ) плазму в столкновительно-ионизационном равновесии (CIE), обедненную C, O, Ne, Mg и Fe до количества наименее 0,5 от солнечной, но с завышенным содержанием N, с N / O = 4,0+0,4-0,5 раза солнечным. Температура и общая термическая энергия Спектральное моделирование. газа подразумевают нагревание одной либо более сверхновыми, в то время как завышенное содержание азота идеальнее всего разъясняется обогащением из звездного материала, который был подвергнут круговороту CNO. Из-за времени, нужного для развития звезд AGB, мы делаем вывод, что это увеличение N / O не может быть вызвано Спектральное моделирование. ассоциацией Sco-Cen OB, но может быть результатом предшествующего эпизода обогащения в округи Солнца.

Введение.

North Polar Spur (NPS) - область усиленного мягенького рентгеновского и радиоизлучения, проецируемая над плоскостью Галактики, связанная с броским источником радиоизлучения под заглавием Loop I. Ранешние исследования проявили, что Loop I - это остаток старенькой близкорасположенной сверхновой (SNR) с оболочкой Спектральное моделирование. из нетеплового поляризованного радиоизлучения, окруженный оболочкой медлительно расширяющегося нейтрального газа (Berkhuijsen 1971; Berkhuijsen et al., 1971; Sofue et al., 1974; Heiles и др., 1980). Пионерские работы на базе рентгеновских наблюдений поддерживали мировоззрение SNR с обнаружением эмиссии, которая могла быть объяснена диффузной ударно-нагретой плазмой (Bunner et al., 1972; Cruddace et al., 1976; Iwan Спектральное моделирование., 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 сотворения оболочек в ISM, которые образуют петлеподобные структуры, которые мы лицезреем.

Миссия РОСАТ обеспечила беспримерный рентгеновский обзор NPS, который верно проявляется на карте 3/4 кэВ all sky (Snowden Спектральное моделирование. et al., 1997). Используя эти данные, Egger (1995) и Egger & Aschenbach (1995) также подразумевают, что Loop I был сотворен непрерывными эффектами сверхновых звезд и комбинированных звездных ветров от ассоциации Sco-Cen. Они заключают, что колоритная эмиссия NPS появляется с самой последней ударной волны сверхновой, нагревающей внешнюю оболочку суперпузырька, на расстоянии Спектральное моделирование. около 100 пк от Солнца. Броско, что создатели предлагают взаимодействие меж суперпорядком Loop I и Local Hot Bubble, ссылаясь на обнаружение затенения рентгеновских лучей из плотного кольца H I в этом интерфейсе.

Другой сценарий дискуссировался в серии статей Софу (1977, 1984, 1994, 2000, 2003), а не так давно Бланд-Хоторн и Коэн (2003). Согласно этой модели, NPS является Спектральное моделирование. остатком взрыва звезды либо взрыва поблизости Галактического центра 15 млн. годов назад и находится на расстоянии нескольких кпк. Но этот сценарий основан приемущественно на морфологических аргументах, и ему противоречат другие наблюдения. К примеру, Мэтьюсон и Форд (Mathewson & Форд, 1970) обнаруживают межзвездные поляризационные особенности на расстоянии около 100 пс, которые верно прослеживают Спектральное моделирование. огромную часть северной и восточной частей Loop I, включая NPS, с ожидаемой ориентацией поляризации. Не считая того, особенности H I, видимые рядом, по-видимому, объясняются взаимодействием Loop I с Local Bubble, как описано ранее (Egger & Aschenbach 1995). Эти результаты очень способствуют локальной модели NPS, хотя модель центра Галактики пока не может Спектральное моделирование. быть исключена.

Наше осознание происхождения NPS находится в зависимости от состояния плазмы, включая температуру и содержание металлов, которые могут быть ограничены современной рентгеновской аппаратурой. Но рентгеновские наблюдения повдоль этого луча зрения осложняются вкладом разных источников излучения, содержащих мягенький рентгеновский фон (SXRB). Локальный жаркий пузырь (LHB, Snowden et al., 1990 и Спектральное моделирование. ссылки в нем), гало Галактики и дополнительный диффузный галактический материал создают термическое излучение ниже 2 кэВ, совмещающееся с плазмой на 0,1-0,2 кэВ и в каком доминируют полосы излучения низкой энергии. Вклады от неразрешенных галактических и внегалактических точечных источников делают континуальное излучение в широкой энергетической зоне. На эти составляющие излучения оказывают влияние разные Спектральное моделирование. уровни промежного поглощения.

Недавнешние наблюдения XMM-Newton/EPIC-MOS 3-х точек NPS на низких широтах предлагают некое осознание: моделирование разных компонент излучения на полосы наблюдения и обнаружение плазмы kT ≈ 0,25 кэВ с колоритными эмиссионными линиями и содержанием металлов около 0,5 от солнечного (Willingale et al., 2003). Это высокотемпературное излучение Спектральное моделирование. связано с усиленными особенностями NPS, наблюдаемыми на картах ROSAT, и подтверждает мировоззрение о том, что излучение появляется в итоге повторного нагрева оболочки суперпузырьков.

Относительный излишек хим частей и состояние плазмы в NPS задерживают ключ к его формированию. При помощи Сузаку мы впервой можем зондировать низкоэнергетические эмиссионные полосы C VI (0,37 кэв), N Спектральное моделирование. VI (0,43 кэВ) и N VII (0,50 кэв). (…)Тут мы представляем наблюдения Сузаку/XIS за NPS с целью предстоящего ограничения температуры, излишка и структуры излучающего материала.

Обсуждение.

Выставленные тут характеристики плазмы NPS подобны недавнешним результатам XMM-Newton, описанным Willingale et al. (2003) для 3-х различных точек. Наша температура несколько выше и составляет Спектральное моделирование. kT = 0,29 ± 0,01 кэВ по сопоставлению с 0,25-0,27 кэВ для XMM-Newton (90% доверительных баров ошибки). Мы получаем аналогичную промежную абсорбционную колонну, как и Willingale et al. (2003), что подтверждает наличие плотного нейтрального слоя меж пузырьками LHB и NPS. Из характеристик эмиссии NPS и подходящей модели для морфологии выбросов мы можем наложить Спектральное моделирование. ограничения на физические характеристики 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, чтоб соответствовать основной части броского рентгеновского излучения. Наш указатель Спектральное моделирование. (точка?) изучит длину пути 157 пк через пузырь NPS. Для ЭМ, равного 0,10 пс см-6, электрическая плотность повдоль полосы зрения ne = 0,028f-1/2 см-3, где f - коэффициент наполнения объема и предположение о равномерной плотности в областях, занятых жарким газом. Мы также предполагаем стопроцентно ионизованную плазму с лучшим выходом из нашей Спектральное моделирование. локальной фоновой модели, включая богатство солнечного гелия. При хорошей температуре 0,29 кэв давление электронов и ионов составляет P / k = 1,8 × 105f-1/2 см-3 K. Эти значения согласуются с плодами XMM. Общая масса жаркого газа в NPS-пузыре составляет 9,3 × 103f1/2 M⊙, что дает полную термическую энергию 1,2 × 1052f1/2 эрг. Это согласуется с выводом энергии одной Спектральное моделирование. сверхновой, только если коэффициент наполнения газа f ≤ 0,01, что намного ниже, чем ожидалось для развитого SNR. Но мы отмечаем, что большая часть пузырька имеет существенно более низкую рентгеновскую яркость, чем это поле, потому приобретенные тут плотность и энергия следует считать верхними пределами. Результаты согласуются с пузырьком, образованным одной либо более сверхновыми Спектральное моделирование. звездами.

Богатство O, Ne, Mg и Fe согласуется с прошлыми плодами (Willingale et al., 2003) и существенно субсолнечно, с O / H ≈ 0,3 от солнечного по сопоставлению со эталоном Anders & Grevesse (1989). Субсолнечное богатство наблюдается и в других наблюдениях рентгеновского излучения ISM (к примеру, Miyata et al., 2007), также в измерениях поглощения УФ и Спектральное моделирование. рентгеновских лучей (Meyer et al., 1997; Meyer et al., 1998; 2002, Andr'e et al., 2003; Yao & Wang 2006), и они согласуются с последними переменами стандартных значений солнечного обилия (Asplund et al., 2005). Наше выходное содержание О как и раньше составляет около 50-60% от исправленного солнечного значения, хотя мы уже отмечали ранее трудности получения абсолютного Спектральное моделирование. содержания металлов из данных рентгеновского излучения и подчеркиваем, что эти значения не прекрасно ограничены. Соотношения Ne/O, Mg/O и Fe/O являются надежными индикаторами обогащения и растут в 1.4-1.5 раза по отношению к солнечному.

Выведенные количества N и C очень отличаются от приобретенных количеств других металлов (WTF!), и Спектральное моделирование. это новые результаты этой работы. Мы смотрим 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 прошлыми ограничениями: ранешние рентгеновские наблюдения указывают на особенно сильное излучение N VI либо N VII для предполагаемой термический модели NPS, хотя пределы достаточно значительны (Inoue et Спектральное моделирование. 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 наилучшее соотношение Н / О около 3, но с «неограниченными» ошибками. Наше 1-ое ясное обнаружение полосы излучения N VII в направлении NPS.

Мы определяем линию C VI в диапазоне Спектральное моделирование. XIS1, но наша локальная фоновая модель лучшего соответствия подразумевает, что эта линия появляется 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 находится в зависимости от природы компонента GH; при Спектральное моделирование. 0,1 кэВ, солнечная обогощённая плазма должна давать очень сильное излучение C VI, чтоб также разъяснить колоритную линию O VII. Если есть более холодный компонент NPS с kT ≈ 0,2 кэВ, как дискуссировалось ранее, это могло бы разъяснить огромную часть эмиссии O VII без полного наполнения полосы C VI, что Спектральное моделирование. позволило бы внести некий вклад от более жаркого NPS-газа с энергией 0,3 кэВ. Аналогичный итог для локального фона и моделей фона "отключенных" источников подразумевает, что GH учитывает полный C VI и что недостаток C/O является реальным.

Мы можем пролить свет на усиление N/O и вероятное истощение C/O, рассмотрев механизмы Спектральное моделирование., которые создают эти металлы. В принятом представлении об обогащении звездными металлами, углерод и кислород выполняются приемущественно методом сжигания гелия в мощных звездах и высвобождаются в ISM при помощи сверхновых звезд. Азот, с другой стороны, делается в главном звездами промежной массы (4-8 М⊙) и вводится в ISM через ветры AGB Спектральное моделирование. (Henry et al., 2000). Углерод и кислород отлично преобразуются в азот во время CN-подцикла цикла CNO, в каком разрушение 14N является предельным процессом (14N (p,) 15O, к примеру, Clayton 1983). В звездах AGB этот процесс происходит в оболочке, содержащей водород, с конвекцией, действующей для круговорота необработанного материала оболочки через зону сжигания Спектральное моделирование. 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 огромных азотных усилений и углеродных недочетов были увидены в оболочках звезд AGB (McSaveney et al., 2007). Звезды с высочайшей массой, такие как Wolf Спектральное моделирование.-Rayets и Luminous Blue Variables, также могут обогатить свое окружение азотом, хотя последствия этого кажутся маленькими (Henry et al., 2000).

Большой излишек азота, наблюдаемый в NPS, подразумевает обогащение AGB-активностью рентгеновского излучающего материала, но это тяжело согласовать с обычным представлением о происхождении NPS. В представлении суперпузырьков объединенные эффекты Спектральное моделирование. звездных ветров и случайных сверхновых от ассоциации Скорпиуса-Центавра OB сместили оболочку жаркого материала, окутанную радиоизлучением от Loop I (de Geus 1992, Egger & Aschenbach 1995). Колоритное рентгеновское излучение создается самой последней ударной волной сверхновой (около 105 лет), нагревающей внутреннюю оболочку пузыря Loop I, которая была смещена от центра начальной (прим: самой-самой Спектральное моделирование. первой) звезды, что разъясняет 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 нужны для возникновения первых звезд AGB промежной массы (Henry et al., 2000). Потому маловероятно Спектральное моделирование., что ассоциация Sco-Cen несет ответственность за усиление азота в повторно нагретой плазме NPS.

Может быть, что рассредотачивание металла в материале NPS было изменено до образования ассоциации Sco-Cen и суперпузырька Loop I. Наблюдения поглощения O I и N I от звезд при помощи HST и FUSE подразумевают периодическую тенденцию Спектральное моделирование. к понижению содержания азота и к более низкому соотношению N / O с повышением общей плотности водородного столба (Meyer et al., 1997; Andr'e et al., 2003; Knauth Et al., 2003). Более броско, что недавнешний повторный анализ этих данных указывает резкое падение дела ISM N / O на расстоянии 500 пс, с Спектральное моделирование. N / O ≈ 1.7 от солнечного в границах этого расстояния и поблизости Солнца (Knauth et al., 2006). Пузырь NPS, как смоделировано, находится вполне в радиусе 500 pc, и хотя есть расхождение в значениях N / O, тенденция к повышению дела N / O, которое мы выводим, подобна тенденции, наблюдаемой в наблюдениях поглощения ультрафиолета.

Два вероятных механизма таковой Спектральное моделирование. неоднородности рассредотачивания металла предложены Knauth et al. (2006 год). Во-1-х, неполное смешивание товаров AGB и товаров сверхновой может в недлинные сроки поменять локальное рассредотачивание количества. Наблюдаемая избыточность N / O может появиться в итоге усиления активности AGB в местной Галактике в течение недавнешнего прошедшего. Во-2-х, локализованный контакт с низкометаллическим (может Спектральное моделирование. быть, первобытным) газом может поменять структуру обилия, сначало разбавляя все металлы, но в итоге создавая суперсолнечное отношение N / O через усиленное промежуточное звездное создание (K¨oppen & Hensler 2005). Последующие исследования нужны для доказательства неоднородности обилия в различных температурных фазах и для определения ее происхождения.

Анализ.

Диффузная эмиссия.

Спектральное моделирование Спектральное моделирование..

Линия наблюдения к NPS зондирует ряд фронтальных и задних источников, которые испускают мягкое рентгеновское излучение. Степень поглощения, ожидаемая в каждой компоненте, находится в зависимости от определенной 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 Спектральное моделирование. постоянно находится непоглощенная плазма Local Hot Bubble, которая простирается на 50-100 пк от Солнца, зависимо от направления наведения. Это завершается плотным листом H i, приобретенным по дифференциальному поглощению в диапазонах 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 Спектральное моделирование. заполняет некую часть пузыря Loop I, за которым лежит остаточный столбец HI Галактики, плазма Галактического гало и неважно какая внегалактическая диффузная и неразрешенная эмиссия точечного источника.

Чтоб позволить прямое сопоставление с данными XMM-Newton, мы приняли составляющие спектральной модели Willingale et al. (2003), который следил три поля в направлении NPS на Спектральное моделирование. нескольких разных галактических широтах с EPIC-MOS. (…) В рамках этой модели: Составляющие LHB (Local Hot Bubble), GH (Galactic halo) и EB (extragalactic background – внегалактический фон) вкупе образуют рентгеновский фон (XRB), и мы допускаем только нормировку этих компонент. Форма степенного закона EB схожа форме, применяемой Willingale et al. (2003), и содержит в Спектральное моделирование. себе крутизну при более мягеньких энергиях для учета неразрешенных AGN типа I (к примеру, Roberts & Warwick 2001; Bauer et al., 2004; De Luca & Molendi, 2004). В оставшейся части этой статьи мы называем этот набор спектральных компонент «локальной фоновой моделью», потому что она учитывает фон конкретно повдоль полосы видимости НПС.

Подгонка Спектральное моделирование. модели производилась на всех 4 диапазонах XIS сразу с внедрением XSPEC v.12.3.1 (Arnaud 1996). Модель APEC (Smith et al., 2001) использовалась для тонких (прим: слабеньких?) компонент термический плазмы (LHB, GH и NPS), со свободно изменяющимися численностями C, N, O, Ne, Mg и Fe для NPS. Мы установили Галактическую NH-поглощающую колонку Спектральное моделирование. на 5.63 × 1020 см-2 (Dickey & Lockman 1990), используя это как очень допустимое значение для компонента NPS. Мы проводим подгонку в спектре энергий 0.4-3 кэВ для сенсоров FI и 0.3-3 кэВ для сенсора BI. Хотя устройство XIS BI обладает измеряемой чувствительностью в спектре 0,2-0,3 кэВ (C-диапазон), из-за неопределенностей в калибровке XIS и недочетов модели АТЭС (Р. Смит Спектральное моделирование., личное сообщение) в этом спектре энергий, мы исключили его из нашего анализа. Скопленный COR-взвешенный диапазон черной Земли употреблялся для удаления частиц фона, как описано в разделе 2.3.3.

В качестве проверки мы выполнили модель, подобающую наружному источнику, для свойства фона, используя два долгих SWG-наблюдения для NEP (North Ecliptic Спектральное моделирование. Pole -Северный полюс эклиптики) (Fujimoto et al., 2007). (…) Диапазон NEP вычитается из диапазона NPS во время подгонки, и мы подгоняем только один поглощенный компонент APEC, представляющий плазму NPS. NH-поглощение позволяет изменяться прямо до наибольшего значения 5,6 x 1020 см-2, также изменять температуру плазмы, нормировку и C, N, O, Ne Спектральное моделирование., Mg и Fe. В оставшейся части статьи мы ссылаемся на эту модель как на «базовую модель вне источника».

Характеристики лучшей подгонки, приобретенные с этими 2-мя фоновыми моделями, представлены в таблице 3, а диапазоны, наложенные на модели, показаны на рисунках 7 и 8. (…) Остаточные величины на рисунках 7 и 8 указывают на то, что большая часть Спектральное моделирование. несоответствия может быть результатом неверного моделирования функции рассредотачивания полосы в отклике прибора, так как на флангах сильных линий излучения имеются приметные остатки. (…)По-видимому, общая форма континуума и другие потоки эмиссионных линий удовлетворительно смоделированы для спектров BI и FI.

(картинки нам вроде не необходимы)

В локальной фоновой модели доминируют разные Спектральное моделирование. составляющие на полосы наблюдения при эмиссии на различных энергиях. Это можно узреть на рисунке 9, где показан диапазон BI (XIS1) вместе с отдельными аддитивными спектральными компонентами. Сильные эмиссионные полосы от C, N, O, Fe, Ne и Mg отлично видны, при этом большая часть этих линий (и большая часть Спектральное моделирование. потока ниже 1,5 кэВ) делается компонентом NPS. Видными исключениями являются полосы C VI, N VI и O VII, которые в значимой степени вырабатываются компонентом галактического гало. Линия излучения N VII при 0,50 кэВ в первый раз видна к NPS, и в нашей модели она создается плазмой NPS, потому что другие термические Спектральное моделирование. составляющие очень холодны для этого ионизационного состояния, которое имеет место при столкновительно-ионизационном равновесии (CIE).

Две фоновые модели дают схожую температуру лучшей подгонки NPS (kT = 0,26-0,29 кэВ), что броско, беря во внимание очень различные способы учета SXRB. Оба подхода указывают на низкое обилие (прим: обогощённость?) (около 0.2-0.5 от солнечного) для плазмы NPS Спектральное моделирование., хотя фоновая модель вне источника дает значения, в два раза превосходящие локальную фоновую модель. (Направьте внимание, что мы используем таблицы солнечного обилия Андерса и Гревесса (Anders & Grevesse, 1989), чтоб облегчить сопоставление с прошлыми исследовательскими работами.) Это различие подчеркивает трудность ограничения обогощённости оптически узкой термический плазмы при температурах 1-3 × 106 К с Спектральное моделирование. внедрением данных рентгеновского излучения. При этих температурах в диапазоне преобладают калоритные эмиссионные полосы из металлов, а континуум, создаваемый в главном водородом и гелием, составляет только несколько процентов от потока. Периодические неопределенности в галлактическом рентгеновском излучении (AGN) и фоне частиц ограничивают точность определения континуума. При низком спектральном разрешении, обеспечиваемом CCDs, неопределенности во Спектральное моделирование. флангах функции перераспределения линий приводят к дополнительным ошибкам при уровне потока, сопоставимом с континуумом. Получающиеся в итоге нехорошие ограничения на плотность числа водорода дают нехорошие ограничения по содержанию металла по отношению к водороду, хотя потоки линий излучения металла могут быть отлично определены.

Рис. 9. Диапазон Suzaku/XIS1 NPS, показывающий Спектральное моделирование. аддитивные составляющие излучения, включенные в локальную модель фона. Калоритные полосы 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 калоритные эмиссионные полосы N VII и O VIIi, также полосы Fe, Ne и Спектральное моделирование. Mg. Галактическая компонента гало заносит вклад в полосы C VI, N VI и O VII. Линия N VII при 0,50 кэВ может быть получена только при помощи более жаркой плазмы NPS в этой модели.

Рис. 7. Диапазоны Сузаку/XIS NPS, наложенные на лучшую локальную фоновую модель. Фон частиц был вычтен Спектральное моделирование. из спектров скорости счета. Темный употребляется для диапазона BI (XIS1), красноватый, зеленоватый и голубой для спектров FI. На нижних панелях показаны остатки подгонки.

Рис. 8. Диапазоны Suzaku/XIS NPS, наложенные на лучшую фоновую модель вне источника. Фон частиц был вычтен из спектров скорости счета. Обозначения схожи обозначениям на рисунке 7.


specifika-vozrozhdeniya-vo-francii.html
specifika-yazikovih-sredstv-virazheniya-v-statyah-nauchnoj-tematiki-na-francuzskom-diplomnaya-rabota.html
specifika-zhurnalistskogo-mishleniya.html