УДК 524.35.4-62-77
ТЕПЛОВОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ И ПОГЛОЩЕНИЕ В ЗОНАХ HII, ОКРУЖАЮЩИХ ОСТАТКИ СВЕРХНОВЫХ II ТИПА
© 2007 г. А. В. Пынзарь, В. И. Шишов
Пущинская радиоастрономическая обсерватория Астрокосмического центра Физического института им. П.Н. Лебедева РАН, Пущино, Россия Поступила в редакцию 17.12.2005 г.; после доработки 07.07.2006 г.
Анализ данных измерений теплового поглощения и излучения в радиодиапазоне в направлениях остатков сверхновых и их ближайших окрестностей позволил оценить распределение ионизованного газа в направлениях остатков сверхновых II типа. Показано, что величина поглощения и интенсивность излучения в направлениях остатков сверхновых определяются зонами HII двух типов. Первый тип — это обширные зоны HII вокруг остатков сверхновых (зоны Стремгрена сверхновых), второй тип — более компактные и яркие зоны HII вокруг звезд раннего спектрального класса. На ранних стадиях эволюции остатков сверхновых (1000—3000 лет) величины теплового поглощения и излучения оказываются минимальными, что, по-видимому, объясняется только вкладом в эти величины зон Стремгрена сверхновых и отсутствием в этот период вклада компактных зон HII. Обсуждаются возможные механизмы этого явления.
PACS numbers: 98.38.Mz, 98.38.Hv, 95.85.Bh
1. ВВЕДЕНИЕ
В работах Пынзаря и Шишова [1,2] было показано, что мера эмиссии EM, измеренная в направлениях остатков вспышек сверхновых II типа или пульсаров, зависит от возраста t остатка или пульсара. На диаграммах EM — t, приведенных в этих работах, расположение точек показывает четко выраженную нижнюю границу, которую можно аппроксимировать формулой ЕМШщ ж 1/t. Был сделан вывод, что кинетическая энергия оболочки сверхновой II типа на ранней стадии эволюции этого объекта преобразуется в энергию излучения, что приводит к созданию обширной зоны Ш! в окрестности остатка сверхновой или молодого пульсара — зоны Стремгрена сверхновой, которая и определяет минимальное значение меры эмиссии. При исследовании параметров зон Стремгрена сверхновых использовались значения меры эмиссии ЕМ, полученные по данным измерений интенсивности теплового излучения среды в направлениях пульсаров и остатков сверхновых, причем первично было использовано значение электронной температуры Те = 6000 К [3]. Однако, как было показано в работе [2], наблюдательные данные по мере дисперсии и мере эмиссии можно было согласовать с оценками энергии оболочки сверхновой только при предположении более высокой температуры плазмы в зоне Стремгрена сверхновой — порядка нескольких сотен тысяч градусов. Поскольку нет надежных измерений температуры,
компиляция данных по мере эмиссии, полученных разными методами, приводит к большому разбросу точек на диаграмме ЕМ —1, обусловленному ошибками в определении температуры. Для повышения точности исходных данных при исследовании эволюции зон Стремгрена сверхновых целесообразно использовать результаты однородных прямых измерений интенсивности теплового излучения фона в окрестностях остатков сверхновых или пульсаров. Соответственно вместо компилятивной диаграммы ЕМ — t целесообразно построить серию диаграмм по зависимости интенсивности теплового излучения или величины поглощения, полученных одним и тем же методом, от времени, прошедшего после вспышки сверхновой. В данной работе проведен анализ эволюции величины оптической толщи поглощения радиоизлучения и мощности излучения в рекомбинационной радиолинии Н166а в направлениях остатков сверхновых II типа в зависимости от возраста остатка.
2. СТАТИСТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ДАННЫХ НАБЛЮДЕНИЙ
Для анализа эволюции параметров зон Стрем-грена сверхновых мы отобрали остатки вспышек сверхновых, у которых определен возраст и которые в работе [2] были отнесены к остаткам вспышек сверхновых II типа. Данные о возрастах остатков сверхновых были взяты из работ [4—6].
В качестве параметров, характеризующих тепловую плазму, мы использовали наблюдаемые в направлениях остатков сверхновых и их окрестностей оптическую толщу теплового поглощения радиоизлучения тSNR(t), мощность, излучаемую в радиолинии И166а, Рщ66а и яркостную температуру инфракрасного излучения Ть,^.
Величина тSNR определяется по завалу в спектре остатка сверхновой на низких частотах. Данные измерений тSNR взяты из работ [7—10] и переведены на частоту 100 МГц по закону
TSNR К V-2Л. (1)
Оптическая толща на частоте 100 МГц связана с мерой эмиссии ЕМ и температурой Т соотношением [11]
(Т \ -1.35
п) ' (2)
То = 104 К, V = 100 МГц.
Данные значений мощности, излучаемой в линии И166а, взяты из работ [12—14]. Величина ^и166а связана с мерой эмиссии EM и температурой Т соотношением [15]
РИ166« = 2 X 10-3ЕМ (Т) К • кГц. (3)
Величины тSNR и Ри166а практически одинаково зависят от температуры, однако величины ЕМ, входящие в эти соотношения, соответствуют разным траекториям интегрирования вдоль луча зрения. Величина ЕМГ соответствует траектории интегрирования от наблюдателя до остатка сверхновой, а величина ЕМ соответствует бесконечной траектории. Сравнивая эти величины, мы можем грубо оценить, как распределена плазма на луче зрения.
Данные измерений яркостной температуры инфракрасного излучения Тьвзяты из работы [ 16]. Они получены на длине волны 60 мкм и переведены авторами указанной работы на частоту 408 МГц по закону Ть к V-2Л. Яркостная температура инфракрасного излучения, переведенная на частоту 408 МГц, связана с мерой эмиссии и электронной температурой плазмы соотношением
(Т \ -0.35
Тъ) К. (4)
Сравнение величин РИ166а и Ть,^ может дать оценку температуры плазмы.
Данные об остатках сверхновых и интенсивности фона в их окрестностях приведены в таблице. В столбцах таблицы содержатся следующие величины: 1 и 2 — галактические кооордина-ты (долгота I и широта Ь), 3 — оптическая толща
(тsNR) на частоте 100 МГц в направлениях 49 остатков сверхновых, 4 — яркостная температура теплового излучения фона на частоте 408 МГц (TыR) в направлениях ближайших окрестностей остатков сверхновых, 5 — ближайшее от координат центра остатка сверхновой значение галактической долготы, в направлении которой на широте Ь = 0° имеются измерения интенсивности теплового излучения фона в рекомбинационной линии водорода И 166а, 6 — значение мощности излучения в этой линии (Рщ66«) на широте Ь = 0° в направлениях долгот, указанных в пятом столбце, 7 — угловое расстояние между координатами центра остатка сверхновой и координатами места, в направлении которого проведены измерения интенсивности теплового излучения фона в линии И166а (Ад = = (А12 + АЬ2)а5), 8 — возраст остатка сверхновой 9 — вычисленное с использованием формул (2) и (3) значение оптической толщи (т^ш) на частоте 100 МГц в направлении, указанном в пятом столбце, которое соответствует измеренной в этом направлении мощности излучения в линии И166а, 10 значение отношения тsNR/тtotal.
Сравнение величин тSNR и тШм1 может дать информацию о распределении электронной концентрации на луче зрения. Если данные измерений поглощения и излучения в линии Н166а зондируют один и тот же участок неба, то отношение тSNR/тtotal не может быть больше единицы. Анализ значений этого отношения (столбец 10 таблицы) показывает, что примерно половина из них концентрируется вблизи единицы, а другая половина — вблизи значения примерно 0.1. Мы можем разделить остатки сверхновых на две группы. Первая группа — это остатки, для которых значение отношения тSNR/тtotal & 1, и вторая группа — для которых значение отношения тsNR/тtotal & 0.1. К первой группе относятся остатки, позади которых на луче зрения нет ионизованных областей (для них значение отношения тSNR/тtotal = 1). Ко второй группе относятся остатки сверхновых, позади которых есть достаточно мощные области ионизованного газа, которые дают значительный вклад в интенсивность линии И 166а (для этих остатков сверхновых отношение тSNR/тtotal ^ 1). Распределение значений тSNR/тtotal вблизи 1 и 0.1 можно объяснить моделью среды, состоящей из двух типов зон И11. Первый тип — протяженная зона Стремгрена сверхновой [2], которая окружает остаток сверхновой и определяет минимальные значения тsNR. Второй тип — более компактные и яркие зоны И11, которые в случае нахождения на луче зрения между остатком и наблюдателем определяют максимальные значения тsNR. Соответственно следует ожидать, что минимальные значения тsNR будут зависеть от возраста остатка, в то
Данные о 49 остатках сверхновых и межзвездной среде в направлениях на них
1 Ь TSNR , К 1Н166а Рн166а, К кГц Ав годы ТSN R/тtotal
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
0.0° 0.0° 6.14 1500 0° 278 0° - 5.9 1.04
0.9 0.1 0.64 250 1 21.1 0.14 - 0.45 1.42
6.4 -0.1 0.08 80 6 12.2 0.41 9200 0.26 0.31
8.7 -0.1 0.15 50 9 9.4 0.32 - 0.20 0.75
9.8 0.6 0.67 40 10 16.2 0.63 - 0.34 1.97
10.0 -0.3 0.49 80 10 16.2 0.3 - 0.34 1.42
11.2 -0.3 0.17 45 11 17 0.36 1000 0.36 0.47
11.4 -0.1 0.43 55 11 17 0.42 - 0.36 1.18
12.0 -0.1 <0.017 60 12 16.9 0.1 6400 0.36 <0.05
15.9 0.2 0.16 40 16 8.8 0.22 4900 0.19 0.85
16.7 0.1 0.53 70 17 18 0.32 - 0.38 1.38
18.8 0.3 0.04 30 19 29 0.36 4000 0.62 0.06
20.0 -0.2 0.05 40 20 17.2 0.2 - 0.37 0.14
21.5 -0.9 <0.017 4 21.5 12 0.9 500 0.25 <0.07
21.8 -0.6 0.07 25 22 16.2 0.63 6400 0.34 0.20
22.7 -0.2 0.37 100 23 20.2 0.36 10000 0.43 0.86
23.3 -0.3 0.55 100 23 20.2 0.42 6800 0.43 1.28
23.6 0.3 0.8 80 24 26.1 0.50 - 0.56 1.42
24.7 -0.6 0.76 50 25 29.7 0.67 - 0.62 1.22
24.7 0.6 0.22 60 25 29.3 0.67 - 0.62 0.35
27.4 0.0 0.38 70 27 24.3 0.4 6300 0.52 0.73
29.7 -0.3 0.06 80 30 47 0.42 660 1.00 0.06
31.9 0.0 0.45 100 32 15.7 0.1 13000 0.33 1.35
32.8 -0.1 <0.017 45 33 17.8 0.22 - 0.38 <0.04
33.2 -0.6 <0.017 15 33 17.8 0.63 - 0.38 <0.04
33.6 0.1 0.04 45 34 17 0.41 6000 0.36 0.11
34.7 -0.4 <0.017 40 35 18.1 0.5 13000 0.38 <0.04
39.2 -0.3 0.06 20 39 6.6 0.36 2500 0.14 0.43
40.5 -0.5 0.22 10 40 2.5 0.7 - 0.05 4.15
41.1 -0.3 0.07 20 42 3.6 0.92 2000 0.076 0.92
43.3 -0.2 0.07 30 43 5.3 0.36 1500 0.11 0.64
46.8 -0.3 0.02 10 46 1.85 0.86 - 0.04 0.50
49.2 -0.7 0.2 70 49 20 0.72 18000 0.42 0.48
54.4 -0.3 0.04 15 54 4 0.5 - 0.085 0.47
74.9 1.2 0.15 12 - - - 4600 - -
82.2 5.3 0.17 12 - - -
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.