Zusammenfassung
Die Cygnus-Superblase (CSB) stellt eine bedeutende Region weicher Röntgenemission mit einer Ausdehnung von etwa 13 Grad in Richtung des lokalen Spiralarms dar. Diese ausgedehnte Struktur könnte entweder durch kumulative Sternwinde und Supernovae benachbarter Sternentstehungsgebiete oder durch ein singuläres katastrophales Ereignis – eine Hypernova – entstanden sein. Mittels HaloSat wurden vier nicht überlappende Beobachtungsfelder mit 10 Grad Durchmesser im CSB-Gebiet im Energiebereich von 0,4-7 keV erfasst. Die Analyse zeigte konsistente Absorption und Temperatur über alle Felder hinweg mit gewichteten Mittelwerten von 6,1×10²¹ cm⁻² bzw. 0,190 keV. Diese einheitlichen Charakteristika deuten darauf hin, dass es sich bei der CSB um eine kohäsive Entität handelt, die wahrscheinlich auf ein einzelnes Ereignis zurückgeht. Die gesamte thermische Energie der CSB wird basierend auf einem schalenförmigen physikalischen Modell auf 4×10⁵² erg geschätzt. Absorptionsmessungen und Entfernungsbestimmungen zu Cygnus-OB-Assoziationen wurden untersucht und zeigen, dass die Absorption der CSB am ehesten mit der von Cyg OB1 übereinstimmt, was die CSB in eine vergleichbare Entfernung von 1,1-1,4 kpc platziert.
1. Einleitung
Die Cygnus-Superblase (CSB) wurde erstmals 1980 durch Beobachtungen des HEAO-1-Satelliten identifiziert, die eine ausgedehnte Struktur weicher Röntgenstrahlung nahe der galaktischen Ebene im Sternbild Schwan offenbarten. Diese Entdeckung verband zuvor beobachtete Infrarot-, Optische- und Radiostrukturen in derselben Region, die gemeinsam als CSB bezeichnet werden. Erste Messungen von Cash et al. (1980) ergaben, dass die Röntgenemission 13 Grad des Himmels einnimmt, was bei einer aus Absorptionsmessungen abgeleiteten Entfernung von 2 kpc einem physikalischen Durchmesser von etwa 450 pc entspricht. Die scheinbare Hufeisenform der CSB ist größtenteils ein Artefakt, verursacht durch den dazwischenliegenden Cygnus-Rift (auch bekannt als Nördlicher Kohlesack oder Großer Riss des Schwans), eine substantiale Staubwolke, die das Zentralgebiet der Blase verdeckt.
Die CSB wird von neun OB-Assoziationen umgeben, darunter die prominente Cygnus-OB2-Assoziation. Cygnus OB2 ist bemerkenswert für das Vorhandensein von über 100 O-Sternen, was sie zur größten Konzentration solcher Sterne und zur massereichsten jungen Sternassoziation in unserer Galaxie macht (Knödlseder, 2000). Die Sichtlinie zur CSB verläuft entlang des lokalen Spiralarms, was zur Überlagerung multipler astronomischer Objekte führt. Diese Überlagerung erschwert die Bestimmung, ob beobachtete Strukturen diskrete Entitäten oder Komposite mehrerer überlagerter Objekte sind. Widersprüchliche Entfernungsmessungen zu verschiedenen Regionen der Blase haben das Verständnis der genauen Natur der CSB weiter verkompliziert.
Entfernungsstudien stützen sich häufig auf Absorptionsmessungen, parametrisiert durch die totale Wasserstoffsäulendichte (N_H). Größere Entfernungen korrelieren typischerweise mit erhöhter Absorption aufgrund dazwischenliegenden galaktischen Materials. Für die CSB haben widersprüchliche N_H-Messungen sowohl composite als auch diskrete strukturelle Ursprünge gestützt. Uyaniker et al. (2001) berichteten über variierende N_H-Werte in verschiedenen CSB-Regionen, was auf eine composite Natur in Abhängigkeit von der Sichtlinie entlang des Spiralarms hindeutet. Im Gegensatz dazu fanden Kimura et al. (2013) konsistente N_H-Werte über die CSB hinweg, was die Interpretation einer einheitlichen Struktur unterstützt.
Falls die CSB tatsächlich eine einheitliche Struktur ist, stellt die Erklärung ihrer immensen Größe eine Herausforderung dar. Cash et al. (1980) schätzten die gesamte thermische Energie der CSB auf über 6×10⁵¹ erg für eine Entfernung von 2 kpc und favorisierten einen Ursprung durch eine Serie von 30-100 Supernovae gegenüber einem einzelnen Ereignis. Ein singuläres Ereignis als Ursprung würde jedoch eine außergewöhnlich energiereiche Supernova, bekannt als Hypernova (Paczyński, 1998), erfordern. Beobachtungshinweise für Hypernovae existieren, wie SN1998bw, die eine anfängliche kinetische Energie von 2-5×10⁵² erg aufwies – eine Größenordnung höher als typische Supernovae – und möglicherweise von einem Vorläuferstern mit etwa 40 Sonnenmassen stammte (Iwamoto et al., 1998). Dieser Energiebereich ist mit dem in der CSB beobachteten vergleichbar, was die Möglichkeit eines Hypernova-Ursprungs nahelegt. Alternativ könnte die CSB auch durch eine Kombination multipler Supernovae und Sternwinde massereicher Sterne in benachbarten OB-Assoziationen entstanden sein.
2. Beobachtungen und Methodik
Diese Studie verwendet Daten von HaloSat, einem auf CubeSat-Technologie basierenden Röntgenteleskop, das zur Kartierung des weichen Röntgenhintergrunds und zur Untersuchung ausgedehnter Röntgenquellen konzipiert wurde. HaloSat beobachtete vier nicht überlappende Felder innerhalb der CSB-Region, jedes mit einem Durchmesser von 10 Grad, im Energiebereich von 0,4-7 keV. Die Beobachtungen zielten darauf ab, die räumliche Uniformität der Röntgenemission, Absorption und Temperatur der CSB zu charakterisieren.
Der Datenreduktionsprozess umfasste Standardverfahren der Röntgenastronomie, einschließlich Filterung von Perioden mit hohem Hintergrund, Korrektur instrumenteller Effekte und Subtraktion von Hintergrundbeiträgen. Die Spektralanalyse wurde mit XSPEC durchgeführt, wobei Modelle Vordergrund- und Hintergrundkomponenten berücksichtigten. Der Schwerpunkt lag auf der Messung der Wasserstoffsäulendichte (N_H) und Temperatur (kT) der Plasmaemission der CSB.
Zur Schätzung der gesamten thermischen Energie der CSB wurde ein schalenförmiges physikalisches Modell angenommen, das von einer sphärischen Struktur mit einem aus der Winkelgröße und Entfernungsschätzungen abgeleiteten Radius ausgeht. Die Energieberechnung integrierte die beobachtete Röntgenleuchtkraft über das Volumen der Blase unter Berücksichtigung des Plasmas