[論文レビュー] Observations of O VI Emission from the Diffuse Interstellar Medium

R. L. Shelton, J. W. Kruk+23 more|ArXiv.org|May 16, 2001

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 46被引用数 6

ひとこと要約

本研究では、超新星残骸やスーパーバブルを除く一般銀河間物質からの拡散的O VI放射（λλ1032,1038）の最初のFUSE検出を報告する。銀河座標 l=315.0°, b=−41.3° の30''×30''領域の観測により、局所バブル（Local Bubble）のみでは説明できないほど高い輝度が得られ、銀河の厚いディスクまたは下部ハローからの顕著な寄与が示唆される。発光ガスは薄く局所的な構造（12–29 pcの厚さ）に閉じ込められていることが判明した。

ABSTRACT

We report the first Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) measurements of diffuse O VI (lambda,lambda 1032,1038) emission from the general diffuse interstellar medium outside of supernova remnants or superbubbles. We observed a 30arcsec x 30arcsec region of the sky centered at l = 315 and b = -41. From the observed intensities (2930+/-290(random)+/-410(systematic) and 1790+/-260(random)+/-250(systematic) photons/cm/cm/s/sr in the 1032 and 1038 Angstrom emission lines, respectively), derived equations, and assumptions about the source location, we calculate the intrinsic intensity, electron density, thermal pressure, and emitting depth. The intensities are too large for the emission to originate solely in the Local Bubble. Thus, we conclude that the Galactic thick disk and lower halo also contribute. High velocity clouds are ruled out because there are none near the pointing direction. The calculated emitting depth is small, indicating that the O VI-bearing gas fills a small volume. The observations can also be used to estimate the cooling rate of the hot interstellar medium and constrain models. The data also yield the first intensity measurement of the C II 3s2 S1/2 to 2p2 P3/2 emission line at 1037 Angstroms and place upper limits on the intensities of ultraviolet line emission from C I, C III, Si II, S III, S IV, S VI, and Fe III.

研究の動機と目的

• FUSEを用いて一般銀河間物質における拡散的O VI放射を検出および特徴付ける。
• 観測されたO VI放射の起源を、局所バブル、厚いディスク、ハロー、および高速雲の間で区別する。
• 電子密度、熱的圧力、発光深さなどの発光ガスの物理的状態を推定する。
• 観測された冷却レートと発光強度を用いて、ホット銀河間物質のモデルを制約する。
• C II 1037 Å 発光線強度を測定し、他の紫外発光線の上限値を設定する。

提案手法

• 軌道上コンMISSION（In Orbit Checkout）段階中に、銀河座標 l=315.0°, b=−41.3° を中心とする30''×30''領域のFUSE分光観測を取得した。
• O VI発光線強度を測定した：1032 Å では 2930 ± 290（ランダム）± 410（システム的）photons cm⁻² s⁻¹ sr⁻¹、1038 Å では 1790 ± 260 ± 250 であった。
• 放射輸送およびイオン化平衡モデルを用いて、固有強度、電子密度、熱的圧力、発光深さを導出した。
• 観測強度を局所バブルの予測値と比較し、その寄与度を評価した。
• アルゼンチン国立電波天文台およびパーキーズ調査のH I 21 cmデータを評価し、高速雲の可能性を除外した。
• 衝突イオン化平衡モデルおよび冷却レート推定値を用いて、発光ガスの物理的状態を制約した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 既知のエネルギー的構造を除く拡散的銀河間物質における観測されたO VI放射の起源は何か？
• RQ2 観測されたO VI放射強度は局所バブルのみで説明可能か、それ以上の成分が必要か？
• RQ3 O VI発光ガスの物理的状態（電子密度、熱的圧力、発光深さ）は何か？
• RQ4 21 cmデータに基づくと、高速または中間速度のH I雲が発光の原因であると考えられるか？
• RQ5 C II 1037 Å 発光線強度は何か？他の紫外発光線の上限値は？

主な発見

• 観測されたO VI放射強度（1032 Å で2930、1038 Å で1790 photons cm⁻² s⁻¹ sr⁻¹）は、局所バブルのみの予測を上回っており、追加の発光源が存在することを示唆している。
• 導出された発光深さは小さい（12–29 pc）ため、O VIを含むガスは広がった均質な媒体ではなく、薄く局所的な構造に閉じ込められていると考えられる。
• 21 cm調査で指向方向近傍に中間速度のH I雲が検出されないため、発光は高速雲由来ではない。
• 観測されたO VI放射は、銀河の厚いディスクまたは下部ハロー由来であり、電子密度および熱的圧力はホットでイオン化されたガスのモデルと整合的である。
• C II 1037 Å 発光線強度の最初の測定値が得られ、光電離モデルの予測と整合的であった。
• C I, C III, Si II, S III, S IV, S VI, Fe III の発光線に対する上限値が確立され、それらの密度と発光特性が制約された。