Özet
Cygnus Süper Kabarcığı (CSB), yerel sarmal kolu yönünde konumlanmış, yaklaşık 13 derece genişliğinde önemli bir yumuşak X-ışını yayılım bölgesini temsil etmektedir. Bu geniş yapı, yakındaki yıldız doğumevlerinden kaynaklanan kümülatif yıldız rüzgarları ve süpernovalardan veya tek bir felaket olayı olan bir hipernovadan kaynaklanıyor olabilir. HaloSat'in yetenekleri kullanılarak, CSB bölgesi içindeki dört örtüşmeyen 10 derece çapındaki alan 0.4-7 keV enerji bandında gözlemlenmiştir. Analizler, tüm alanlarda tutarlı soğurma ve sıcaklık değerleri ortaya koymuş olup, sırasıyla 6.1×10²¹ cm⁻² ve 0.190 keV ağırlıklı ortalamalara ulaşılmıştır. Bu tekdüze özellikler, CSB'nin muhtemelen tek bir olaydan köken alan tutarlı bir yapı olduğunu düşündürmektedir. CSB'nin toplam termal enerjisi, kabuk benzeri fiziksel bir modele dayanarak 4×10⁵² erg olarak tahmin edilmiştir. Cygnus OB birlikteliklerine ilişkin soğurma ve uzaklık tahminleri incelenmiş, CSB'nin soğurma değerinin en yakın şekilde Cyg OB1 ile uyumlu olduğu ve CSB'yi 1.1-1.4 kpc benzer bir uzaklığa konumlandırdığı görülmüştür.
1. Giriş
Cygnus Süper Kabarcığı (CSB) ilk olarak 1980 yılında HEAO 1 uydusunun gözlemleriyle, Cygnus takımyıldızında galaktik düzlem yakınında genişlemiş bir yumuşak X-ışını yapısı olarak tanımlanmıştır. Bu keşif, aynı bölgede daha önce gözlemlenen kızılötesi, optik ve radyo yapılarını birbirine bağlamış ve bunların tümü CSB olarak adlandırılmıştır. Cash ve diğ. (1980) tarafından yapılan ilk ölçümler, X-ışını yayılımının gökyüzünde 13 derece kapladığını, soğurma ölçümlerinden türetilen 2 kpc tahmini uzaklıkta yaklaşık 450 pc'lik fiziksel bir çapa karşılık geldiğini göstermiştir. CSB'nin belirgin at nalı şekli, büyük ölçüde, kabarcığın merkezi bölgesini örten önemli bir toz bulutu olan araya giren Cygnus Yarığı (diğer adıyla Kuzey Kömür Çuvalı veya Cygnus'un Büyük Yarığı) nedeniyle oluşan bir yapay etkidir.
CSB'nin çevresinde, öne çıkan Cygnus OB2 birlikteliği de dahil olmak üzere dokuz OB birlikteliği bulunmaktadır. Cygnus OB2, 100'den fazla O-tipi yıldıza ev sahipliği yapmasıyla dikkat çekmekte olup, bu tür yıldızların en büyük yoğunlaşmasını ve galaksimizde tespit edilen en büyük kütleli genç yıldız birlikteliğini temsil etmektedir (Knödlseder, 2000). CSB'ye doğru olan görüş hattı, yerel sarmal kolla aynı hizada olduğundan, birden fazla astronomik nesnenin üst üste binmesiyle sonuçlanır. Bu hizalama, gözlemlenen yapıların ayrık varlıklar mı yoksa üst üste binmiş çoklu nesnelerin bir bileşimi mi olduğunu belirlemeyi zorlaştırmaktadır. Kabarcığın çeşitli bölgelerine ait çelişkili uzaklık ölçümleri, CSB'nin kesin doğasının anlaşılmasını daha da zorlaştırmıştır.
Uzaklık çalışmaları genellikle, toplam hidrojen kolonu yoğunluğu (N_H) ile parametrelendirilen soğurma ölçümlerine dayanır. Daha büyük uzaklıklar, tipik olarak, araya giren Galaktik malzeme nedeniyle artan soğurma ile ilişkilidir. CSB için, çelişkili N_H ölçümleri hem bileşik hem de ayrık yapısal kökenleri desteklemiştir. Uyaniker ve diğ. (2001), farklı CSB bölgelerinde değişken N_H değerleri bildirmiş ve sarmal kol boyunca görüş hattına bağlı bileşik bir doğa önermiştir. Buna karşılık, Kimura ve diğ. (2013) CSB genelinde tutarlı N_H değerleri bularak birleşik bir yapı yorumunu desteklemiştir.
Eğer CSB gerçekten birleşik bir yapıysa, muazzam boyutunu açıklamak zorluklar sunar. Cash ve diğ. (1980), CSB'nin toplam termal enerjisini 2 kpc uzaklık için 6×10⁵¹ erg'i aştığını tahmin etmiş ve tek bir olay yerine 30-100 süpernovadan oluşan bir seriyi içeren bir kökeni tercih etmiştir. Ancak, tek bir olay kökeni, hipernova olarak bilinen olağanüstü güçlü bir süpernova gerektirecektir (Paczyński, 1998). Hipernovalar için gözlemsel kanıtlar mevcuttur; örneğin, başlangıç kinetik enerjisi 2-5×10⁵² erg (tipik süpernovalardan bir büyüklük mertebesi daha fazla) olan ve yaklaşık 40 güneş kütleli bir ön yıldızdan kaynaklanmış olabilecek SN1998bw (Iwamoto ve diğ., 1998). Bu enerji aralığı, CSB'de gözlemlenen enerji ile karşılaştırılabilir düzeydedir ve bir hipernova kökeni olasılığını gündeme getirmektedir. Alternatif olarak, CSB, yakındaki OB birlikteliklerindeki dev yıldızlardan kaynaklanan çoklu süpernova ve yıldız rüzgarlarının bir kombinasyonundan kaynaklanıyor olabilir.
2. Gözlemler ve Yöntem
Bu çalışma, yumuşak X-ışını arka planını haritalamak ve genişletilmiş X-ışını kaynaklarını incelemek için tasarlanmış, CubeSat tabanlı bir X-ışını teleskobu olan HaloSat'ten alınan verileri kullanmaktadır. HaloSat, CSB bölgesi içindeki, her biri 10 derece çapında olan ve 0.4-7 keV enerji bandını kapsayan dört örtüşmeyen alanı gözlemiştir. Gözlemler, CSB'nin X-ışını yayılımının, soğurmasının ve sıcaklığının uzaysal tekdüzeliğini karakterize etmeyi amaçlamıştır.
Veri indirgeme süreci, yüksek arka plan dönemleri için filtreleme, enstrümantal etkiler için düzeltme ve arka plan katkılarını çıkarma dahil olmak üzere X-ışını astronomisi için standart prosedürleri içermiştir. Spektral analiz, ön plan ve arka plan bileşenlerini hesaba katan modellerle XSPEC kullanılarak gerçekleştirilmiştir. Ana odak noktası, CSB'nin plazma yayılımının hidrojen kolonu yoğunluğunu (N_H) ve sıcaklığını (kT) ölçmek olmuştur.
CSB'nin toplam termal enerjisini tahmin etmek için, açısal boyut ve uzaklık tahminlerinden türetilen bir yarıçapa sahip küresel bir yapı varsayılarak kabuk benzeri fiziksel bir model benimsenmiştir. Enerji hesaplaması, gözlemlenen X-ışını parlaklığını kabarcığın hacmi üzerinden entegre etmiş ve plazma