[论文解读] 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 6

一句话总结

本研究首次通过远紫外光谱探测器（FUSE）在银河系一般星际介质中（非超新星遗迹或超级气泡区域）探测到弥散O VI发射线（λλ1032,1038）。对银纬315.0°, b=−41.3°的30''×30''视场进行观测，结果显示发射强度过高，无法仅用本地泡解释，表明银河系厚盘或低晕存在显著贡献，且发光气体被限制在薄而局部的结构中（厚度12–29 pc）。

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.

研究动机与目标

• 利用FUSE探测并表征一般星际介质中的弥散O VI发射。
• 确定观测到的O VI发射的起源，区分本地泡、厚盘、晕及高速云的贡献。
• 估算发光气体的物理条件，包括电子密度、热压强及发光深度。
• 利用观测到的冷却速率和发射强度约束热星际介质模型。
• 测量C II 1037 Å发射线强度，并对其他紫外发射线设定上限。

提出的方法

• 在在轨检査阶段获取了以l=315.0°, b=−41.3°为中心的30''×30''视场的FUSE光谱观测数据。
• 测量到O VI发射线强度：1032 Å处为2930 ± 290（随机）± 410（系统）photons cm⁻² s⁻¹ sr⁻¹，1038 Å处为1790 ± 260 ± 250 photons cm⁻² s⁻¹ sr⁻¹。
• 采用辐射转移与电离平衡模型，推导出本征强度、电子密度、热压强及发光深度。
• 将观测强度与本地泡预测值进行比较，评估其贡献。
• 利用阿根廷天文研究所射电望远镜和帕克斯射电巡天的H I 21 cm数据，排除高速云的可能。
• 应用碰撞电离平衡模型与冷却速率估算，约束发光气体的物理状态。

实验结果

研究问题

• RQ1 在已知高能结构之外的弥散星际介质中，观测到的O VI发射的起源是什么？
• RQ2 观测到的O VI发射强度能否仅由本地泡解释，还是需要额外组分？
• RQ3 O VI发光气体的物理条件（电子密度、热压强、发光深度）如何？
• RQ4 基于21 cm数据，高速或中速H I云是否为发射源？
• RQ5 C II 1037 Å发射线的强度是多少？其他紫外发射线的上限是什么？

主要发现

• 观测到的O VI发射强度（1032 Å处为2930，1038 Å处为1790 photons cm⁻² s⁻¹ sr⁻¹）超过仅由本地泡预测的值，表明存在额外发射源。
• 推导出的发光深度较小（12–29 pc），表明O VI承载气体被限制在薄而局部的结构中，而非弥散扩展介质。
• 该发射与高速云无关，因为在指向方向附近21 cm巡天中未检测到H I中速云。
• 观测到的O VI发射很可能源于银河系厚盘或低晕，其电子密度与热压强与热电离气体模型一致。
• 首次测得C II 1037 Å发射线强度，其值与光致电离模型预期一致。
• 对C I、C III、Si II、S III、S IV、S VI和Fe III的发射线设定了上限，从而约束了其柱密度与发射特性。