چکیده
ابرحباب دجاجه (CSB) نمایانگر ناحیه‌ای مهم از تابش نرم پرتو ایکس با پهنای تقریبی ۱۳ درجه است که در راستای بازوی مارپیچی محلی واقع شده است. این ساختار گسترده به طور بالقوه می‌تواند حاصل بادهای ستاره‌ای تجمعی و ابرنواخترهای زایشگاه‌های ستاره‌ای مجاور یا یک رویداد فاجعه‌بار منفرد - یک ابرنواختر عظیم - باشد. با بهره‌گیری از قابلیت‌های هالوسَت، چهار میدان غیرهم‌پوشان با قطر ۱۰ درجه درون ناحیه CSB در محدوده انرژی ۰.۴-۷ کیلوالکترون‌ولت رصد شدند. تحلیل‌ها جذب و دمای یکسانی را در تمامی میدان‌ها نشان داد با میانگین‌های وزنی به ترتیب ۶.۱×۱۰²¹ سانتی‌متر⁻² و ۰.۱۹۰ کیلوالکترون‌ولت. این ویژگی‌های یکنواخت حاکی از آن است که CSB یک موجودیت منسجم است که احتمالاً از یک رویداد منفرد نشأت گرفته است. انرژی گرمایی کل CSB بر اساس یک مدل فیزیکی پوسته‌ای، حدود ۴×۱۰⁵² ارگ برآورد شده است. برآوردهای جذب و فاصله تا انجمن‌های OB دجاجه بررسی شد که نشان می‌دهد جذب CSB بیشترین همخوانی را با جذب Cyg OB1 دارد و CSB را در فاصله‌ای مشابه ۱.۱-۱.۴ کیلوپارسک قرار می‌دهد.
۱. مقدمه
ابرحباب دجاجه (CSB) برای نخستین بار در سال ۱۹۸۰ از طریق مشاهدات ماهواره HEAO 1 شناسایی شد که یک ساختار گسترده پرتو ایکس نرم در نزدگی صفحه کهکشانی در صورت فلکی دجاجه را آشکار کرد. این کشف، ساختارهای پیش‌تر مشاهده‌شده فروسرخ، نوری و رادیویی در همان ناحیه را به هم مرتبط ساخت که در مجموع CSB نامیده می‌شوند. اندازه‌گیری‌های اولیه توسط کش و همکاران (۱۹۸۰) نشان داد که تابش پرتو ایکس ۱۳ درجه از آسمان را می‌پوشاند که با فاصله برآوردی ۲ کیلوپارسک حاصل از اندازه‌گیری‌های جذب، معادل قطر فیزیکی تقریبی ۴۵۰ پارسک است. شکل ظاهری نعل‌اسبی CSB عمدتاً یک اثر مصنوعی ناشی از شکاف میان‌جی دجاجه (که به نام کیسه زغال شمالی یا شکاف بزرگ دجاجه نیز شناخته می‌شود) است - یک ابر غبار عظیم که ناحیه مرکزی حباب را می‌پوشاند.
در اطراف CSB نه انجمن OB از جمله انجمن شاخص دجاجه OB2 قرار دارند. دجاجه OB2 به دلیل میزبانی بیش از ۱۰۰ ستاره از نوع O قابل توجه است که آن را به بزرگ‌ترین تمرکز از چنین ستارگانی و پرجرم‌ترین انجمن ستاره‌ای جوان کشف‌شده در کهکشان ما تبدیل کرده است (کندلزدر، ۲۰۰۰). راستای دید به سمت CSB با بازوی مارپیچی محلی هم‌راستا است که منجر به برهم‌نهی چندین جرم نجومی می‌شود. این هم‌راستایی تعیین این که آیا ساختارهای مشاهده‌شده موجودیت‌های مجزا هستند یا ترکیبی از چندین جرم برهم‌نهی‌شده را پیچیده می‌کند. اندازه‌گیری‌های متعارض فاصله تا نواحی مختلف حباب، درک ماهیت دقیق CSB را بیشتر مبهم کرده است.
مطالعات فاصله اغلب بر اندازه‌گیری‌های جذب تکیه می‌کنند که با چگالی ستونی کل هیدروژن (N_H) پارامتری می‌شود. فاصله‌های بیشتر معمولاً با جذب افزایش‌یافته به دلیل مواد میان‌جی کهکشانی هم‌بسته هستند. برای CSB، اندازه‌گیری‌های متعارض N_H هم از خاستگاه ساختاری مرکب و هم از خاستگاه ساختاری مجزا حمایت کرده‌اند. اویانیکر و همکاران (۲۰۰۱) مقادیر متغیر N_H را در نواحی مختلف CSB گزارش کردند که حاکی از ماهیت مرکب وابسته به راستای دید در امتداد بازوی مارپیچی بود. در مقابل، کیمورا و همکاران (۲۰۱۳) مقادیر یکسان N_H را در سراسر CSB یافتند که از تفسیر یک ساختار یکپارچه حمایت می‌کند.
اگر CSB واقعاً یک ساختار یکپارچه باشد، تبیین اندازه عظیم آن چالش‌برانگیز است. کش و همکاران (۱۹۸۰) انرژی گرمایی کل CSB را برای فاصله ۲ کیلوپارسک بیش از ۶×۱۰⁵¹ ارگ برآورد کردند که خاستگاهی متشکل از یک سری ۳۰-۱۰۰ ابرنواختر را به جای یک رویداد منفرد ترجیح می‌دهد. با این حال، یک خاستگاه رویداد منفرد مستلزم یک ابرنواختر به طور استثنایی قدرتمند، معروف به ابرنواختر عظیم (پاچینسکی، ۱۹۹۸) خواهد بود. شواهد رصدی برای ابرنواخترهای عظیم وجود دارد، مانند SN1998bw که انرژی جنبشی اولیه‌ای در حدود ۲-۵×۱۰⁵² ارگ - یک مرتبه قدر بیشتر از ابرنواخترهای معمولی - نشان داد و ممکن است از یک ستاره مادر با جرمی حدود ۴۰ جرم خورشیدی نشأت گرفته باشد (ایواموتو و همکاران، ۱۹۹۸). این محدوده انرژی با انرژی مشاهده‌شده در CSB قابل مقایسه است و امکان یک خاستگاه ابرنواختر عظیم را مطرح می‌کند. به طور متناوب، CSB می‌تواند حاصل ترکیبی از چندین ابرنواختر و بادهای ستاره‌ای از ستارگان پرجرم در انجمن‌های OB مجاور باشد.
۲. مشاهدات و روش‌شناسی
این مطالعه از داده‌های هالوسَت، یک تلسکوپ پرتو ایکس مبتنی بر کیوب‌ست که برای نقشه‌برداری از زمینه پرتو ایکس نرم و مطالعه منابع گسترده پرتو ایکس طراحی شده است، بهره می‌برد. هالوسَت چهار میدان غیرهم‌پوشان درون ناحیه CSB را رصد کرد که هر یک قطر ۱۰ درجه داشتند و محدوده انرژی ۰.۴-۷ کیلوالکترون‌ولت را پوشش می‌دادند. این مشاهدات با هدف مشخصه‌یابی یکنواختی فضایی تابش پرتو ایکس، جذب و دمای CSB انجام شد.
فرآیند کاهش داده شامل رویه‌های استاندارد اخترشناسی پرتو ایکس، از جمله فیلتر کردن دوره‌های با زمینه بالا، تصحیح اثرات ابزاری و تفریق سهم زمینه بود. تحلیل طیفی با استفاده از XSPEC و با مدل‌هایی که مؤلفه‌های پیش‌زمینه و پس‌زمینه را در نظر می‌گرفتند، انجام شد. تمرکز اصلی بر اندازه‌گیری چگالی ستونی هیدروژن (N_H) و دمای (kT) تابش پلاسمای CSB بود.
برای برآورد انرژی گرمایی کل CSB، یک مدل فیزیکی پوسته‌ای اتخاذ شد که یک ساختار کروی با شعاع مشتق‌شده از اندازه زاویه‌ای و برآوردهای فاصله را فرض می‌کرد. محاسبه انرژی، درخشندگی پرتو ایکس مشاهده‌شده را در حجم حباب انتگرال گرفت و پلاسم