Наблюдения радио континуума.

NPS рассматривается как наиболее заметная особенность высокоширотного распределения излучения радиоконтинуума. Этот шпур радиоконтинуума (RCNPS) был нанесён на карты крупномасштабными съемками на многих частотах между 2.2 и 1420 МГц и указан его нетепловым спектром излучения с помощью синхротронного процесса. Эта закономерность хорошо подтверждается чрезвычайно высокими процентом (количеством) линейной поляризации, найденными на более высоких частотах. Поскольку наблюдения полной интенсивности и линейной поляризации излучения континуума дают нам информацию о существенно различных физических характеристиках источника, мы будем рассматривать их отдельно.

 

Полная интенсивность.

Хотя яркая дуга RCNPS была настолько интенсивной чертой на ранних континуумных съемках, где могло бы быть найдено любое расширение дуги было не совсем ясно. Ряд авторов (Large и др., 1962, Davies 1964, Guidice 1971) связывали эту особенность с более слабой эмиссионной дугой вблизи (300°, 65°), которая теперь обычно считается частью петли IV. Однако, используя стереографическую проекцию, Large et al. (1966) отметил, что RCNPS в отличном приближении прослеживал небольшую окружность в небе. Они продемонстрировали, что слабый континуальный гребень, лежащий вдоль l≈268° и длиной около 25°, хорошо согласуется с предсказанной траекторией этой малой окружности, несмотря на некоторое отклонение от окружности ниже b = 25°. Хотя любая эмиссия, связывающая два хребта, ниже чувствительности существующих исследований и предлагаемая связь является чисто геометрической, их объединение получило широкое признание. Гипотетический круглый объект на небе, из которого эти хребты образуют наблюдаемые радио сегменты, стал известен как Loop I. Следует подчеркнуть, что точная геометрия и даже реальность такой особенности не являются полной уверенностью. В частности, доказательства продолжения петли I ниже плоскости Галактики в лучшем случае фрагментарны. С другой стороны, наблюдения, описанные ниже нейтральной водородной линией лимбда 21 см и мягкого рентгеновского излучения, сильно поддерживают NPS, являясь частью более крупной когерентной структуры. Berkhuijsen et al. (1971) установили небольшую окружность на пики радио-гребней и получили центр для характеристики петли I (329°,0 ± 1°,5, 17°,4 ± 3°,0) и диаметром 116° ± 4°. Над 155° дугой окружности, где данные были измеримы, r.m.s. отклонение наблюдаемого хребта от подогнанного круга составляло 0°,9.

(один абзац пропустил)

Помимо Loop IV, Large и др. (1966) каталогизировал ряд других континуумных хребтов в Loop I. Они были подтверждены и дополнены рядом авторов (Merkelijn & Davis 1967, Holden 1969, Berkhuijsen 1971, Haslam и др. 1981). Large и др. обнаружили, что с заметным исключением петли IV большинство хребтов были примерно концентрическими по отношению к петле I. Berkhuijsen (1971) пришел к аналогичному общему выводу, но отметил, что несколько хребтов в ее обширной коллекции этих особенностей заметно отклонились от нормы. Она также отметила, что ряд гребней, по-видимому связанных с петлей I, включая некоторые боковые ветви основного хребта RCNPS, расположены за пределами малой окружности, определяющей петлю. Это наблюдение вместе с исследованиями линейной поляризации того же автора и наблюдениями Хай (см. Разделы 2.2 и 3) показывает, что зона влияния Loop I еще более обширна, чем это предлагает RCNPS. Холден (1969) уже пришел к выводу, что выброс вне главного хребта RCNPS в более низких широтах оказался продолжением объекта. Наблюдая на частоте 178 МГц с относительно высоким разрешением в 20 угловых минут, Холден обнаружил резкие шаги в наклонах края как RCNPS, так и внутренних и внешних хребтов. На типичном шаге яркостная температура резко повышалась примерно на 100 K. Несмотря на малую угловую ширину, часто не решаясь на частоте 178 МГц, шаги имели типичные длины 6°. На расстоянии до такого шага 100 пк линейный проекционный размер на шаге будет составлять ≤0.4 пк, тогда как проекция его длины будет ≈12 пк.

(один абзац пропустил – там подробная морфология – так подробно вроде не надо)

Со времен самых ранних обследований мало кто сомневается, что RCNPS излучает преимущественно с помощью синхротронного механизма. Это подтверждается как его крутым радио-спектром выше 100 МГц, так и высокой процентной поляризацией, обнаруженной для излучения выше 400 МГц. Тем не менее, точная форма спектра радиоконтинуума все еще не определена, с возможностью существования сглаживания или даже оборота (прим: опрокидывания?) в спектре частот 1сигмаw. Кроме того, иногда высказывалось предположение, что спектральные свойства объекта могут быть частично сформированы из-за присутствия ионизованного материала либо внутри объекта, либо на переднем плане.

(дальше пропускаю)

 

Линейная поляризация.

Линейная поляризация радиоизлучения от RCNPS хорошо видна из наблюдений, охватывающих частотный диапазон 408-1415 МГц. Типичным из этих исследований является обширная серия наблюдений, сделанных в 1960-е годы с использованием 25-метрового телескопа Dwingeloo на нескольких частотах и недавно выпущенных в качестве атласа карт Броува и Спольстра (1976). Карта 1415 МГц из этого атласа показана на рисунке 4 и демонстрирует высокую поляризацию над NPS.

Замечательное раннее исследование поляризационных данных было сделано Бингемом (1967), который объединил свои собственные данные 1407 МГц, охватывающие практически весь RCNPS, с уже существующими более низкочастотными голландскими результатами. Впоследствии полные голландские наблюдения были интерпретированы в ряде работ (Berkhuijsen 1971; Spoelstra 1971, 1972).

Бингам представил карту меры вращения (RM) над NPS при b≥40°. Он обнаружил, что знак RM был в основном положительным, и его величина возрастала в сторону более низких широт. К северному галактическому полюсу RM очень малы и чередуются по знаку, указывая на то, что магнитное поле, пройденное излучением, было по существу перпендикулярно линии наблюдения (то есть параллельно плоскости Галактики). Он принял обширную поляризацию на голландских картах 408 МГц, что означает, что большая часть вращения происходит между NPS и Солнцем, а не внутри источника, который обеспечивал бы большую деполяризацию фронта-назад на этой частоте. Spoelstra представил в своих двух публикациях карты RM отдельно для секций с низкой и высокой широтой NPS. При b> 50° его производные (прим: решённые?) значения RM значительно выше, чем у Бингама, со средним значением ≈4 рад м-2. Ниже b = 50 ° меры вращения обычно составляют ≤14 рад м-2, причем более высокие значения находятся там, где направление прогнозируемого магнитного поля становится перпендикулярным к NPS (см. Ниже). Spoelstra сделал вывод, что для общепринятых значений межзвездного магнитного поля 1-5 мкG и плотности электронов 0,06 см-3 RM соответствуют расстоянию 50-100 пк, что наводит на мысль, что NPS является относительно локальным объектом.

Используя значения RM для получения направлений векторов поляризации, Бингхэм обнаружил, что выше b ≈ 40° магнитное поле в областях излучения по существу параллельно NPS по крайней мере на 15° с каждой стороны гребневого пика. Для высоких широт Спольстра пришел к подобному заключению, но ниже b ≈ 45° он показал совсем другую ситуацию. В области 30° < l < 35°, 26° < b < 40° внутренние поляризационные позиционные углы подразумевают магнитное поле, которое по существу перпендикулярно NPS. Это также относится к положениям на внутренних гребнях, проходящих через (24 °, 27 °) и (24 °, 35 °). Возможно, что эта область RCNPS имеет структуру радио континуума, которая показывает наложенные полукруглые особенности внутри и на основном хребте (Haslam, Salter & Sieber, личное сообщение). Эту круговую структуру (рис. 5) можно проследить по окружности 200° с центром (25°.8 ± 0°.6, 33°.3 ± 0°.6) и диаметром 13°.5 ± 0,8. Его хребетный пик отклоняется от этого наилучшего маленького круга на 0°.35. Spoelstra показал, что выше b = 45° векторы поляризации меняют направление от параллельного до перпендикулярного к гребню NPS. Этот эффект наступает в более низких широтах, прямо за хребтом шпура.

Чтобы оценить процент поляризации излучения RCNPS, Бингам построил свои поляризационные температуры T_B^P по отношению к общим температурам T_B в каждой точке. В высоких широтах, где RM малы, он обнаружил сильную корреляцию между этими двумя величинами. Наклон наиболее подходящей прямой линии на графике предполагает однородную степень поляризации RCNPS для примерно 50-60% при наблюдении с разрешением 2°. Такое высокое значение означает, что магнитное поле внутри объекта хорошо выровнено по интенсивности (прим: силе). Беркхайзен также исследовал количественное содержание поляризации излучения RCNPS, используя графики T_B^P по отношению к T_B на данной широте. Из этих графиков она сделала следующие выводы:

· Ниже b ≈ 30 ° нет никакой связи между T_B and Tb.

· При b> 30° прямые линии хорошо соответствуют графикам, давая процент поляризации, который увеличивается с увеличением широты.

· При 50 ° <b <70 ° процент поляризации на 1411 МГц составлял около 74%, что примерно максимально возможное значение для синхротронного излучения. Она считала, что несколько более низкие значения, найденные Бингемом, были вызваны деполяризацией из-за большей ширины луча в Кембриджских наблюдений.

· Процент поляризации на частоте 820 МГц неизменно был ниже, чем на 1411 МГц. Это она приписывала сочетанию деполяризующего эффекта большего фарадеевского вращения и большей ширины луча телескопа на более низкой частоте.

· По ее мнению, процент поляризации был несколько ниже на пике хребта RCNPS, который, как она отметила, согласуется с деполяризацией Фарадея в слое HII, который, как она предположила, присутствует там (см. Раздел 2.1).

· Из значений ТB на пересечении ТBP = 0 наилучших прямых линий она сделала вывод о том, что в основе излучения RCNPS во всех рассматриваемых широтах лежит существенно неполяризованный фон с довольно равномерной интенсивностью.

Используя подобную технику, Сполстра подтвердил, что процент поляризации был близок к теоретическому максимуму для 65 ° <b <75 °, что снова демонстрирует крайнюю регулярность поля. Ниже b = 50° он все же обнаружил области с процентными значениями поляризации, превышающими или равными 75% от теоретического максимума. Он отметил, что самые высокие проценты там находятся при b = 35 ° и b = 50 °. Он оценил, что в этих областях NPS отношение силы компоненты упорядоченного магнитного поля, перпендикулярной линии наблюдения, к компоненте случайного поля составляет около 2,8. Однако он согласился с Беркхойзеном в том, что вблизи нижнего предела широты b = 20° его обзора линейная поляризация значительно ниже линейной поляризации общего галактического фона. Интересно, что Spoelstra нигде не обнаружил позиционного сдвига между максимумом полной мощности и поляризованными интенсивностями.

В широтном диапазоне 40° < b < 55° Бехуйсен обнаружила, что высоко поляризованные интенсивности на частоте 1411 МГц продолжались далеко за пределами RCNPS примерно до l = 60°. Из положения углов векторов поляризации она предположила, что этот эффект был связан с петлёй I. Это, наряду с наличием полных энергетических гребней и ступеней за пределами RCNPS (см. Раздел 2.1), привело ее к заключению, что влияние Loop I можно увидеть значительно дальше основного хребта RCNPS. Шпельстра отметил, что излучение гребней внутри петли I сильно поляризовано. Там, где встречаются хребты, он обнаружил более низкие проценты поляризации, предположительно из-за вектора, суммирующего компоненты с различным углом положения в его луче. Spoelstra не смогла обнаружить прямого продолжения NPS за пределами l ≈ 320° в распределении интенсивности по поляризации. Наконец, ни в одной части NPS он не мог найти никакой корреляции между поляризованными интенсивностями или распределениями RM и поверхностной плотностью нейтрального водорода (см. Раздел 3).

(дальше не надо)

 

Пропустим)