Résumé
La Superbulle du Cygne (CSB) constitue une région significative d'émission de rayons X mous d'environ 13 degrés de large, située en direction du bras spiral local. Cette structure étendue résulte potentiellement soit de vents stellaires cumulés et de supernovae provenant de pouponnières stellaires proches, soit d'un événement catastrophique unique – une hypernova. En exploitant les capacités de HaloSat, quatre champs non chevauchants de 10 degrés de diamètre dans la région de la CSB ont été observés dans la bande d'énergie 0,4-7 keV. L'analyse a révélé une absorption et une température cohérentes sur tous les champs, avec des moyennes pondérées de 6,1×10²¹ cm⁻² et 0,190 keV respectivement. Ces caractéristiques uniformes suggèrent que la CSB est une entité cohérente provenant vraisemblablement d'un événement unique. L'énergie thermique totale de la CSB est estimée à 4×10⁵² erg, sur la base d'un modèle physique en forme de coquille. Les estimations d'absorption et de distance vers les associations OB du Cygne ont été examinées, indiquant que l'absorption de la CSB correspond le plus étroitement à celle de Cyg OB1, situant la CSB à une distance comparable de 1,1-1,4 kpc.
1. Introduction
La Superbulle du Cygne (CSB) a été identifiée pour la première fois en 1980 via les observations du satellite HEAO 1, révélant une structure étendue en rayons X mous près du plan galactique dans la constellation du Cygne. Cette découverte a relié des structures infrarouges, optiques et radio précédemment observées dans la même région, collectivement nommées la CSB. Les mesures initiales de Cash et al. (1980) ont indiqué que l'émission X s'étend sur 13 degrés du ciel, correspondant à un diamètre physique d'environ 450 pc pour une distance estimée à 2 kpc, dérivée des mesures d'absorption. La forme apparente en fer à cheval de la CSB est largement un artefact causé par la Faille du Cygne (également connue sous le nom de Sac à Charbon Nord ou Grande Faille du Cygne), un important nuage de poussière qui obscurcit la région centrale de la bulle.
Neuf associations OB entourent la CSB, incluant la proéminente association Cygnus OB2. Cygnus OB2 est remarquable pour abriter plus de 100 étoiles de type O, ce qui en fait la plus grande concentration de telles étoiles et l'association stellaire jeune la plus massive détectée dans notre galaxie (Knödlseder, 2000). La ligne de visée vers la CSB coïncide avec le bras spiral local, entraînant la superposition de multiples objets astronomiques. Cet alignement complique la détermination de savoir si les structures observées sont des entités distinctes ou des composites de multiples objets superposés. Des mesures de distance conflictuelles pour diverses régions de la bulle ont en outre obscurci la compréhension de la nature précise de la CSB.
Les études de distance reposent souvent sur des mesures d'absorption, paramétrées par la densité colonnaire totale d'hydrogène (N_H). De plus grandes distances sont typiquement corrélées à une absorption accrue due au matériau galactique intervenant. Pour la CSB, des mesures conflictuelles de N_H ont soutenu à la fois des origines structurelles composites et discrètes. Uyaniker et al. (2001) ont rapporté des valeurs de N_H variables selon les régions de la CSB, suggérant une nature composite dépendante de la ligne de visée le long du bras spiral. En revanche, Kimura et al. (2013) ont trouvé des valeurs de N_H cohérentes à travers la CSB, soutenant l'interprétation d'une structure unifiée.
Si la CSB est effectivement une structure unifiée, expliquer son immense taille présente des défis. Cash et al. (1980) ont estimé que l'énergie thermique totale de la CSB dépassait 6×10⁵¹ erg pour une distance de 2 kpc, favorisant une origine impliquant une série de 30 à 100 supernovae plutôt qu'un événement unique. Cependant, une origine par événement unique nécessiterait une supernova exceptionnellement puissante, connue sous le nom d'hypernova (Paczyński, 1998). Des preuves observationnelles d'hypernovae existent, comme SN1998bw, qui a présenté une énergie cinétique initiale de 2-5×10⁵² erg – un ordre de grandeur supérieur aux supernovae typiques – et pourrait provenir d'une étoile progénitrice d'environ 40 masses solaires (Iwamoto et al., 1998). Cette gamme d'énergie est comparable à celle observée dans la CSB, soulevant la possibilité d'une origine hypernova. Alternativement, la CSB pourrait résulter d'une combinaison de multiples supernovae et de vents stellaires provenant d'étoiles massives dans les associations OB voisines.
2. Observations et Méthodologie
Cette étude utilise des données de HaloSat, un télescope à rayons X basé sur CubeSat conçu pour cartographier le fond de rayons X mous et étudier les sources étendues de rayons X. HaloSat a observé quatre champs non chevauchants dans la région de la CSB, chacun d'un diamètre de 10 degrés, couvrant la bande d'énergie de 0,4-7 keV. Les observations visaient à caractériser l'uniformité spatiale de l'émission X, de l'absorption et de la température de la CSB.
Le processus de réduction des données a impliqué les procédures standard pour l'astronomie X, incluant le filtrage des périodes de fond élevé, la correction des effets instrumentaux et la soustraction des contributions de fond. L'analyse spectrale a été réalisée en utilisant XSPEC, avec des modèles prenant en compte les composantes d'avant-plan et d'arrière-plan. L'objectif principal était de mesurer la densité colonnaire d'hydrogène (N_H) et la température (kT) de l'émission plasma de la CSB.
Pour estimer l'énergie thermique totale de la CSB, un modèle physique en forme de coquille a été adopté, supposant une structure sphérique avec un rayon dérivé de la taille angulaire et des estimations de distance. Le calcul d'énergie a intégré la luminosité X observée sur le volume de la bulle, en tenant compte du plasma