摘要
天鵝座超級氣泡（CSB）係一個橫跨約13度嘅軟X射線輻射重要區域，位於本地旋臂方向。呢個巨大結構可能嚟自附近恆星育嬰區累積嘅恆星風同超新星，或者係單一災難性事件——極超新星。利用HaloSat嘅觀測能力，我哋喺0.4-7 keV能量波段內觀測咗CSB區域內四個唔重疊嘅10度直徑視場。分析顯示所有視場嘅吸收同溫度一致，加權平均值分別係6.1×10²¹ cm⁻²同0.190 keV。呢啲統一特性表明CSB好可能係源自單一事件嘅完整結構。根據殼層物理模型估算，CSB總熱能約為4×10⁵² erg。對天鵝座OB星協吸收同距離嘅評估顯示，CSB吸收特徵同Cyg OB1最吻合，推斷CSB距離同佢相若，約1.1-1.4 kpc。
1. 引言
天鵝座超級氣泡（CSB）最早喺1980年經HEAO 1衛星觀測發現，顯示出天鵝座近銀河平面區域存在一個延展軟X射線結構。呢個發現將同一區域早前觀測到嘅紅外、光學同射電結構聯繫起來，統稱為CSB。Cash等人（1980）初期測量顯示X射線輻射橫跨天空13度，根據吸收測量推算距離約2 kpc，對應物理直徑約450 pc。CSB明顯嘅馬蹄形狀主要係由中途嘅天鵝座裂縫（又稱北方煤袋或天鵝座大裂谷）造成，呢片巨大塵埃雲遮擋咗氣泡中央區域。
CSB周圍分佈住九個OB星協，包括著名嘅天鵝座OB2星協。天鵝座OB2擁有超過100顆O型恆星，係我哋星系中檢測到同類恆星最密集、質量最大嘅年輕星協（Knödlseder，2000）。CSB視線方向同本地旋臂重合，導致多個天體疊加。呢種重合令判斷觀測結構係獨立個體定多重疊加物變得複雜。氣泡唔同區域嘅距離測量存在矛盾，進一步阻礙對CSB確切性質嘅理解。
距離研究通常依賴吸收測量，以總氫柱密度（N_H）為參數。由於中途銀河物質阻擋，距離越遠通常吸收越強。對於CSB，矛盾嘅N_H測量結果同時支持複合結構同獨立結構起源。Uyaniker等人（2001）報告CSB唔同區域N_H值有變化，表明其性質沿旋臂視線方向呈複合性。相反，Kimura等人（2013）發現CSB各區域N_H值一致，支持統一結構解讀。
若CSB確實係統一結構，解釋其巨大尺寸存在挑戰。Cash等人（1980）估算CSB總熱能超過6×10⁵¹ erg（距離2 kpc情況下），傾向於源自30-100次超新星爆發而唔係單一事件。但單一事件起源就需要異常強大嘅超新星，即極超新星（Paczyński，1998）。極超新星存在觀測證據，例如SN1998bw初始動能達2-5×10⁵² erg——比典型超新星高一個數量級——可能源自約40太陽質量前身星（Iwamoto等人，1998）。呢個能量範圍同CSB觀測值相若，令極超新星起源成為可能。另外，CSB亦可能係附近OB星協大質量恆星多重超新星同恆星風共同作用嘅結果。
2. 觀測同方法
本研究採用HaloSat數據，呢個係基於立方衛星嘅X射線望遠鏡，專用於繪製軟X射線背景同研究延展X射線源。HaloSat觀測咗CSB區域內四個唔重疊視場，每個直徑10度，覆蓋0.4-7 keV能量波段。觀測旨在分析CSB嘅X射線輻射、吸收同溫度嘅空間均勻性。
數據處理採用X射線天文學標準流程，包括高背景時段濾波、儀器效應校正同背景貢獻扣除。使用XSPEC進行光譜分析，模型考慮前景同背景組件。重點測量CSB等離子體輻射嘅氫柱密度（N_H）同溫度（kT）。
為估算CSB總熱能，採用殼層物理模型，假設球形結構半徑由角大小同距離估算推導。能量計算將觀測到嘅X射線光度喺氣泡體積內積分，並考慮等離子體填充因子同幾何結構。