[논문 리뷰] Observations of O VI Emission from the Diffuse Interstellar Medium

R. L. Shelton, J. W. Kruk외 23명|ArXiv.org|2001. 05. 16.

Astrophysics and Cosmic Phenomena참고 문헌 46인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 초신성 잔해나 슈퍼버블을 제외한 일반 은하간 매질에서의 산란 O VI 방출(λλ1032,1038)에 대한 FUSE 탐지 결과를 처음으로 보고한다. 은하계 좌표 l=315.0°, b=−41.3°에 위치한 30''×30'' 영역의 관측 결과, 국소 기포만으로는 설명할 수 없을 정도로 높은 강도를 보이며, 이는 은하계 두꺼운 디스크 또는 낮은 할로의 기여가 크다는 것을 시사한다. 방출되는 기체는 얇고 국소적인 구조(12–29 pc 두께)에 국한되어 있음을 나타낸다.

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.

연구 동기 및 목표

• FUSE를 이용하여 일반 은하간 매질에서 산란 O VI 방출을 탐지하고 특성화하기.
• 관측된 O VI 방출의 기원을 국소 기포, 두꺼운 디스크, 할로, 고속 구름 간에 구분하기.
• 전자 밀도, 열역학적 압력, 방출 깊이 등의 방출 기체의 물리적 조건 추정하기.
• 관측된 냉각 속도와 방출 강도를 바탕으로 뜨거운 은하간 매질 모델 제약 설정하기.
• C II 1037 Å 방출선 강도 측정 및 기타 우주선 UV 방출선에 대한 상한 설정하기.

제안 방법

• 궤도 정착 단계 동안 l=315.0°, b=−41.3° 중심의 30''×30'' 영역에 대해 FUSE 분광 관측을 수행하였다.
• O VI 방출선 강도 측정: 1032 Å에서 2930 ± 290 (랜덤) ± 410 (시스템적) 광자 cm⁻² s⁻¹ sr⁻¹, 1038 Å에서 1790 ± 260 ± 250 광자 cm⁻² s⁻¹ sr⁻¹.
• 복사 전달 및 이온화 평형 모델을 사용하여 진원 강도, 전자 밀도, 열역학적 압력, 방출 깊이 유도.
• 관측된 강도를 국소 기포 예측치와 비교하여 기여도 평가.
• 아르헨티나 천문학연구소 및 파크스 조사에서 확보한 H I 21 cm 데이터를 평가하여 고속 구름 제거.
• 충돌성 이온화 평형 모델 및 냉각 속도 추정치를 적용하여 방출 기체의 물리적 상태 제약 설정.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 기대되는 에너지 구조 외부의 산란 은하간 매질에서 관측된 O VI 방출의 기원은 무엇인가?
• RQ2 관측된 O VI 방출 강도는 국소 기포만으로 설명될 수 있는가, 아니면 추가적인 구성 요소가 필요한가?
• RQ3 O VI 방출 기체의 물리적 조건(전자 밀도, 열역학적 압력, 방출 깊이)은 무엇인가?
• RQ4 21 cm 데이터에 기반해 고속 또는 중간 속도 H I 구름이 방출의 원인이 되는가?
• RQ5 C II 1037 Å 방출선 강도는 얼마이며, 다른 UV 방출선에 대한 상한은 무엇인가?

주요 결과

• 관측된 O VI 방출 강도(1032 Å에서 2930, 1038 Å에서 1790 광자 cm⁻² s⁻¹ sr⁻¹)는 국소 기포만으로 예측되는 값보다 높으며, 추가적인 방출원이 존재함을 시사한다.
• 유도된 방출 깊이는 작다(12–29 pc), 이는 O VI 기여 기체가 퍼져 있는 밀도가 낮은 매질이 아니라 얇고 국소적인 구조에 국한되어 있음을 나타낸다.
• 21 cm 조사에서 해당 방향 근처에 중간 속도 H I 구름이 탐지되지 않아, 고속 구름에서 기인한 것으로 보는 것은 일치하지 않는다.
• 관측된 O VI 방출은 은하계 두꺼운 디스크 또는 낮은 할로에서 기인할 가능성이 크며, 전자 밀도 및 열역학적 압력은 뜨거운 이온화 기체 모델과 일치한다.
• C II 1037 Å 방출선 강도의 첫 번째 측정치를 확보하였으며, 이는 광학화 모델 예측과 일치한다.
• C I, C III, Si II, S III, S IV, S VI, Fe III의 방출선에 대해 상한을 설정하여, 그들의 열역학적 밀도 및 방출 특성 제약 설정.