4. Обсуждение.
В нашей модели температура SB равна kT = 0,29 кэВ, и она находится в верхнем диапазоне значений, указанных в предыдущих исследованиях GH, и хорошо согласуется с приведенными температурами «NPS» (kT ≈ 0,3 кэВ). ЭМ составляет 0,010 пс см-6, что намного превышает широкий диапазон, указанный для ГР Henley & Shelton (2013), поэтому мы считаем, что это действительно связано с избыточной эмиссией, связанной с NPS, а не с ГР.
GB имеет температуру (kT ≈ 0,11), а ЭМ (0,019 pc см-6) на 80% больше, чем для SB. Обсудим теперь свойства отдельных компонентов в модели 2T+.
4.1 Галактическая выпуклость.
GB является наиболее заметной особенностью карты ROSAT 3/4 keV вместе с NPS. Рентгеновское излучение от ГБ широко изучалось с использованием как наблюдений Розента (Snowden et al., 1997; Almy et al., 2000), так и наблюдений Сузаку на низких широтах (Rocks 2008). В частности, Rocks (2008) генерирует очень подробную модель излучения GB, следуя профилям плотности и температуры вдоль линии наблюдения и разбивая её [выпуклость] на несколько меньших интервалов. Такой подход необходим для наблюдений на очень низких широтах, поскольку и температура, и плотность варьируются примерно в 5 раз вдоль линии наблюдения, что сильно влияет на излучение отдельных сегментов. На больших широтах вместо этого, когда расстояние от Галактического центра превышает 5 кпк (линия наблюдения к MBM36, действительно, проходит на 6 кпк выше Галактического центра), варьирования плотности и температуры намного меньше, и мы можем аппроксимировать линию наблюдения как единый (прим:единственный?) элемент, имеющий только одно значение температуры и плотности по всему контуру (прим:траектории?) (прим:короче говоря, принимаем значения, равные константам). Согласно модели, описанной Almy et al. (2000), GB способствует около 100 R.U.(?) при l ~ 35°. Модель также предсказывает, что на этой широте температура GB составляет kT ≈ 0,13 кэВ. Нормируя излучение плазмы при kT = 0,13 кэВ с учетом вклада GB ROSAT, мы оценили EMGB = 2,6 × 10 -2 пс см-6. Спектр вклада ГБ, смоделированный по данным ROSAT, почти полностью соответствует компоненте ГБ в нашем наблюдении Сузаку, что очень сильно свидетельствует о том, что это действительно вклад ГБ.
4.2 Суперпузырь.
Поскольку эмиссия SB слишком велика, чтобы просто объединить её с «общей» ГР, мы исследовали, может ли модель суперпузырков объяснить ее.
Для моделирования локального SB мы можем использовать геометрические ограничения, описанные в Willingale et al. (2003 год). В этой модели NPS является частью кольца с центром в l ≈ 352, b ≈ 15 и радиусом 42°, и поэтому MBM36 находится на расстоянии 22° от центра Loop. По определению, ЭМ является интегралом квадрата плотности вдоль линии наблюдения до расстояния d
и в приближении постоянства плотности расстояние d можно вычислить как
Предполагая, что SB имеет равномерную плотность, равную плотности LHB (ne = 4,7 × 10-3 см-3 от Snowden и др. 2014), и EM, вычисленную при подгонке, мы оцениваем, что путь (контур, траектория) через SB вдоль линии наблюдения MBM36 – 450+50-180 пс. Этот путь соответствует сферическому пузырьку с радиусом r ≈ 150 пс, причем центр расположен на расстоянии d ≈ 280 пс от солнечной системы (из-за линейных зависимостей в вычислениях, расстояниях и радиусах имеются погрешности + 10% , -25%). Однако эта модель контрастирует, по крайней мере, с двумя различными наборами наблюдений. Во-первых, Puspitarini et al. (2014) предоставил подробную карту ISM на расстоянии ~ 300 пс от солнечной системы, и в направлении МБМ36 ISM заполняет пространство до 300 пс, не оставляя места для SB, описанного нашей моделью (ближайшим краем будет ~ 130 пс). Кроме того, SB имеет тепловое давление примерно в три раза больше, чем LHB. Предполагая, что LHB и SB находятся в сходных условиях и поскольку LHB находится в равновесии давления, равновесное давление SB будет слишком высоким. Тепловое давление LHB (≈ 10,600 см-3 K) больше, чем межзвездное тепловое давление (≈ 3200 см -3 К), но уравновешивается магнитным давлением магнитного поля 4,9 мкG (Snowden et al., 2014). Для того, чтобы уравновесить давление SB, взамен, магнитное поле должно быть ~ 10 мкG, намного больше, чем среда LHB, и больше средних значений, сообщаемых для ISM, оно намного ближе к магнитным полям плотных облаков (Ferrière 2001).
Если мы сохраним тепловое давление SB, сравнимое с LHB, с плотностью ne = 1,6 × 10 -3 см -3, то соответствующая длина пути внутри SB будет равна 3,9+0,4-1,6 кпк, что соответствует SB, расположенному на расстоянии ~ 3.8 kpc (половина пути к Галактическому Центру) и радиусу r ~ 2.4 kpc. Однако такой объект никогда не сообщался другими наблюдениями и не может быть объяснен с использованием моделей локального масштаба.
Рассматривая модель гипероболочки, вместо этого, приведенная плотность (ne = 1,6 × 10 -3 см -3) хорошо согласуется с предписанием Совуэ (2000), которое предполагает «типичную» плотность порядка 10-3 см- 3. Если предположить очень упрощенную модель сферической оболочки, в которой излучение происходит как от слоя между Солнцем и Центром Галактики, так и от слоя за пределами Галактического центра, то длина пути 4 кпк соответствует толщине оболочки ~ 2 кпк. Это значение соответствует толщине, оцененной Kataoka et al. (2013 г.), основанной на анализе изменений ЭМ, пересекающей верхнюю сторону северного пузыря Ферми (область NPS). Более того, галактическая шкала (прим:масштаб), предложенная в этой работе, также согласуется с оценкой расстояния от NPS, полученной с использованием поглощения молекулярных облаков в Аквиле Рифт (Sofue 2015), установленного на нижнем пределе ~ 1,0 кпк. Хотя у нас нет дальнейших аргументов в пользу объединения SB-компоненты с моделью гиперповерхности, наши результаты показывают хорошее согласие с ее предсказаниями.