In this paper, we presented two major results for the far-ultraviolet (FUV) studies in the Orion-Eridanus Superbubble (OES) region. First, the FUV continuum and spectral images of C IV and H2 emission lines for the OES region are hereby presented and compared with maps obtained in other wavelengths. While the region shows complex structures, consisting of hot gases and cold dust, a close examination reveals that the FUV emission in this region can be understood reasonably as the result of their interactions. We confirm the origin of most diffuse FUV continuum to be starlight scattered by dust, but we also find that ionized gas contributes 50-70% of the total FUV intensity in the regions of Hα arcs. We note the bright diffuse FUV continuum in the eastern part of the northern region, which has a lot of dust, and attribute it to a greater abundance of bright, early-type stars in this region than in the west, as the amount of dust itself does not seem to be much different across “arc A,” which separates the two regions. In addition, two P Cygni-type stars are identified in this eastern region and their peculiar spectral profiles around the C IV emission line are manifested in the scattered diffuse spectrum. Besides this, the C IV emission is generally enhanced at the boundaries of the hot X-ray cavities where thin dust regions are located, confirming the thermal interface nature of the origin of this cooling emission line. The morphology of the H2 emission shows a general correlation with dust extinction features, but its intensity peaks are located in thin dust areas, rather than the peak dust regions. Furthermore, H2 emission is weak in the arc A region even though the arc passes through the center of the dust-rich area. Hence, the H2 emission and dust features, together with those of X-ray and ion line emissions, show the stratified structure of arc A quite well, again confirming its thermal interface nature.
Second, we present the results of dust scattering simulations carried out for the OES region by comparing them with observations made in the FUV. The albedo and the phase function asymmetry factor (g-factor) of interstellar grains were estimated, as were the distance and thickness of the dust layers. The results are as follows: {0.43}_(-0.04)^(+0.02) for the albedo and {0.45}_(-0.2)^(+0.2) for the g-factor, in good agreement with previous determinations and theoretical predictions. The distance of the assumed single dust layer, modeled for the Orion Molecular Cloud Complex, was estimated to be ~110 pc and the thickness ranged from ~130 at the core to ~50 pc at the boundary for the region of present interest, implying that the dust cloud is located in front of the superbubble. The simulation result also indicates that a thin (~10 pc) dust shell surrounds the inner X-ray cavities of hot gas at a distance of ~70-90 pc.
본 논문에서는 Orion-Eridanus Superbubble (OES) 지역에서의 원자외선 연구에 대한 중요한 두 가지 결과를 제시하였다. 첫째, OES 지역에 대한 원자외선 연속선과 C IV, H2 방출선에 대한 영상을 제시하고, 다른 파장에서 얻어진 영상과 비교하였다. 이 지역은 뜨거운 가스와 차가운 먼지로 구성된 복잡한 형태를 보이지만, 원자외선 영상을 면밀히 분석한 결과, 이러한 형태는 구성 성분들 간의 상호작용의 결과라는 것을 알아내었다. 우리는 OES에서 관측되는 대부분의 원자외선 배경 복사가 먼지에 의해 산란된 별빛이라는 것을 확인하였으며, Hα arcs 지역에서의 전체 FUV 밝기의 50-70%는 이온화된 가스로부터 기인한다는 것을 발견하였다. 먼지가 많이 분포해 있는 OES 지역의 북쪽 지역을 주목하였는데, 이 지역의 동쪽 지역에서는 서쪽에서보다 더 많고 밝은 조기형 별들이 분포해 있기 때문에 FUV 배경 복사가 상대적으로 높게 관측된다는 것을 알아내었다. 게다가 OES의 동쪽지역에서 P Cygni-type의 별들을 확인하고, 이 주변에서는 C IV 방출선의 특징적인 형태가 관측되었다. C IV 방출선은 온도가 높은 X-ray cavity의 주변에서 주로 관측이 되었으며, 이 지역이 뜨거운 가스가 식고 있는 thermal interface 지역임을 확인하였다. H2 방출선의 분포는 먼지의 분포와 강한 양의 상관관계를 보였으나, H2가 가장 밝은 부분은 비교적 먼지가 적은 부분에 위치하였다. 게다가 H2 방출선은 먼지가 매우 많은 지역을 통과하는 arc A 지역에서 더 약하게 관측되었다. 결국, X-ray와 ion 방출선들, 그리고 H2 방출선과 먼지의 분포 관계로부터 arc A 지역의 계층구조를 확실하게 보였고, 이 지역이 thermal interface 지역이라는 것을 확인하였다.
둘째, 우리는 OES 지역에 대해 별빛이 먼지에 의해 산란되는 것을 시뮬레이션하고, 이를 관측과 비교한 결과를 제시하였다. 성간 먼지의 albedo와 phase function asymmetry factor (g-factor)를 추정하고, 성간 먼지 층의 거리와 두께를 알아내었다. 시뮬레이션 결과는 이론적인 예측과 기존의 연구 결과와 유사한 값인, albedo는 {0.43}_(-0.04)^(+0.02) g-factor는 {0.45}_(-0.2)^(+0.2)를 얻었다. 먼지 분포를 세부 공간별로 각각 하나의 층으로 가정하였을 때, Orion Molecular Cloud Complex 지역까지의 거리는 약 110 pc이며 두께는 중심부에서는 약 130 pc, 주변부에서는 약 50 pc으로 예상되었으며, 이는 대부분의 먼지 구름이 superbubble의 앞쪽에 위치해 있다는 것을 의미한다. 또한 본 시뮬레이션으로부터 내부의 뜨거운 X-ray cavity를 감싸고 있는 약 10 pc 정도의 얇은 먼지 껍질이 약 70-90 pc의 위치에 분포한다는 것을 확인하였다.
