УДК 524.35
НЕЙТРАЛЬНЫЙ ВОДОРОД В ОКРЕСТНОСТИ ОСТАТКА
СВЕРХНОВОЙ НВ 9
2013 г. И. В. Госачинский*
Санкт-Петербургский филиал Специальной астрофизической обсерватории РАН
Поступила в редакцию 13.08.2012 г.
Приведены результаты исследования излучения нейтрального водорода на волне 21 см, проведенного на радиотелескопе РАТАН-600 в окрестности остатка сверхновой НВ9. Обнаружена клочковатая оболочка Ш с радиальными движениями, окружающая остаток . Ее измеренные параметры противоречат связи с ударной волной от взрыва сверхновой. Более реальным представляется возникновение оболочки под действием ветра звезды, взорвавшейся в конце своей эволюции как сверхновая. Характеристики звезды, полученные по наблюдаемым параметрам оболочки, следующие: мощность ветра 0.5 х 1038 эрг/с, потеря массы 3.7 х 10~5Ме/год, возраст 3 х 106 лет. С учетом ошибок измерения оценка массы звезды >8М0.
Ключевые слова: межзвездная среда, остатки сверхновых, нейтральный водород.
DOI: 10.7868/80320010813020058
ВВЕДЕНИЕ
Остаток сверхновой (ОСН) НВ9 ^ 160.9+2.6) входит в десятку самых больших по угловым размерам (140' х 120') галактических ОСН оболочеч-ного типа. Его структура и параметры исследовались в ряде диапазонов длин волн: в радиоконтинууме с высоким угловым разрешением (см. Лихи, Тиан, 2007, и цитированную там литературу), в оптике в линии На (Лозинская, 1975, 1981), в рентгене (Ямаучи, Кояма, 1993; Лихи, Ашенбах, 1995). Недалеко от центра этого ОСН обнаружен пульсар (Манчестер и др., 2005) и идет дискуссия о возможной связи НВ9 с точечным источником мягкого 7-излучения SGR 0501+4516 (Генслер, Четтерджи, 2008). Что касается окружающей НВ9 межзвездной среды, то здесь ситуация менее определенная. В известном обзоре излучения Н1 вокруг остатков сверхновых Ку и Хейлеса (1991) никакого излучения, связанного с НВ9, не обнаружено. В ранней работе Лихи и Роджера (1991), выполненной с помощью канадской системы апертурного синтеза, излучение Ш, которое могло бы относиться к НВ9, также не замечено. В более свежей работе Лихи и Тиана (2007), сделанной с тем же инструментом, но с улучшенными угловым разрешением и чувствительностью, найдено излучение Ш, которое авторы считают связанным с НВ9, хотя в этой работе авторов интересовала только средняя лучевая скорость
Электронный адрес: gosachinskij@mail.ru
объекта, нужная для определения кинематического расстояния, а структура и кинематика окружающего газа осталась неизученной. Наконец, Гриф-фет и др. (2011) заявили о своих исследованиях нейтрального водорода, связанного с НВ9, однако опубликован лишь абстракт их доклада на заседании Американского астрономического общества без каких-либо подробных результатов. Исходя из всего этого, мы провели исследование Н1 вокруг НВ9 на радиотелескопе РАТАН-600, результаты которого приведены в настоящей статье.
АППАРАТУРА И МЕТОДИКА
Для исследования характеристик межзвездного нейтрального водорода в окрестности ОСН НВ9 было использовано сечение по прямому восхождению на склонении +46°36', полученное на северном секторе радиотелескопа РАТАН-600 (Есепкина и др., 1979). Антенна радиотелескопа имеет на этом склонении полуширину диаграммы направленности 1.9' х 10'. Поскольку источник с таким склонением в верхней кульминации проходит на 2°46' к северу от зенита, антенна РАТАН-600 имеет на таких высотах значительные потери по яркостной температуре за счет большого переоблучения главного зеркала. С помощью сравнения наблюдаемой антенной температуры линии Ш на волне 21 см в ряде точек сечения с яркостной температурой
Ш из "Атласа галактического нейтрального водорода" Хартмана и Бартона (1997) было получено отношение Тв/Та = 3.5. Шумовая температура системы оказалась около 100 К. На входе использовался неохлаждаемый усилитель на НЕМТ-транзисторах (Ильин и др., 1997), 39-канальный фильтровой спектроанализатор имел ширину канала 30 кГц (6.3 км/с) и расстояние между каналами также 30 кГц (Венгер и др., 1982). Управление спектральным комплексом, сбор информации и первичная обработка данных осуществлялась на ЭВМ типа IBM PC (Алферова и др., 1986). Время накопления в каждом канале одиночной записи составляло 6 с.
Сечение состояло из двух групп по три наблюдения в каждой, причем наблюдения в этих двух группах были получены со сдвигом настройки приемника на половину расстояния между каналами, так что в результате сечение имело 78 каналов с расстоянием между каналами 3.15 км/с. Такая методика позволяла также эффективно находить и устранять помехи, поскольку соседние каналы были получены в разные дни и по помехам не коррелированы. Среднеквадратичные флуктуации антенной температуры в спектральных каналах на осредненной записи составляли 0.2 К. Параметры антенны и аппаратуры контролировались в каждом цикле наблюдений с помощью измерения серии опорных источников (Венгер и др., 1981).
Детали Ш малого углового размера отделялись от фона с помощью упрощенной процедуры — линейной интерполяции между областями записи, где излучение деталей отсутствовало. Хотя этот способ достаточно примитивный, сравнение его результатов с гауссовой фильтрацией показало, что в этой области неба систематическая ошибка антенной температуры деталей составляла не более 0.5 К. Как обычно, в исключенную фоновую часть кривых прохождения входят: а) крупномасштабные детали распределения излучения межзвездного газа, такие как спиральные рукава или гигантские комплексы;
б) излучение межоблачной среды, если оно есть;
в) неразрешенные диаграммой направленности радиотелескопа детали малого углового размера; г) паразитный крупномасштабный фон, возникающий из-за наличия далеких боковых лепестков и поля рассеяния антенны радиотелескопа. Детали Н1 на разных лучевых скоростях объединялись в структуры, характеристики которых в (а — V) координатах изучались на предмет возможной связи с остатком сверхновой в непрерывном спектре. Заметим, что это единственная процедура, где мог быть внесен значительный субъективный фактор.
Ошибки измерения наблюдаемых параметров деталей Ш и их крупномасштабных структур можно оценить следующими значениями. Лучевая скорость изолированной детали Н! средней яркости
измерялась с точностью не хуже 1 км/с. В некоторых случаях точность ухудшалась из-за трудностей отделения детали от фона или от соседних деталей. Ошибка измерения яркостной температуры линии Н1 на усредненной записи составляла примерно 0.6 К с учетом ошибок калибровки антенны и проведения нулевой линии. Ошибка оценки угловых размеров по прямому восхождению составляла 0.1°. По склонению разрешающая способность антенны хуже и, следовательно, точность измерения угловых размеров меньше.
Ошибка оценки массы Н1 в изолированном облаке определяется точностью измерения расстояний и зависит от метода их определения. Обычно точность оценки массы Н1 оказывается не лучше 0.5—1 порядка величины.
РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
Кривые прохождения излучения Н1 в окрестности ОСН НВ9 приведены на рис. 1 в спектральных каналах № 21—60, что соответствует лучевым скоростям относительно Местного стандарта покоя от —95 до +28 км/с. Верхняя кривая представляет излучение НВ9 в непрерывном спектре на волне 21 см. Шкалы антенных температур приведены слева, лучевые скорости каждого канала относительно Местного стандарта покоя — справа. Две жирных вертикальных линии демонстрируют границы ОСН по прямому восхождению по нулевому уровню антенной температуры в непрерывном спектре. Заливкой отмечены детали Н1 малого углового размера, найденные в окрестности ОСН НВ9. Тонкими кольцевыми линиями отмечен результат объединения этих деталей в структуры Н1, окружающие ОСН НВ9. Конечно, наличие облачной структуры межзвездного газа сильно затрудняет поиск крупномасштабных структур Н1. В большинстве случаев такие структуры выглядят сильно клочковатыми, что часто вызывает сомнение в их реальности. В данном случае вид этих структур в координатах (а — V), особенно зависимость их лучевой скорости от прямого восхождения в восточной части структуры, позволяет предположить наличие расширяющейся оболочки Н1 вокруг ОСН и определить ее наблюдаемые параметры.
На рис. 2 приведены два сечения из Обзора Н1 на РАТАН-600 на склонениях +47.5° и +45.0°, т.е. вне области ОСН в непрерывном спектре на 1° выше и на 1.5° ниже центра ОСН. Видно, что на обоих сечениях уменьшения яркости Н1 на месте ОСН нет, так что это явление действительно имеет локальный характер и, вероятно, связано с ОСН. Для определения пространственно-кинематических характеристик предполагаемой оболочки мы использовали программу вычисления излучения линии Н! в облаках со сложной кинематикой из работы
SNR HB9 G 160.9+2.6
Непрерывный спектр
21 22
Ta, K
10 38
59
60 L - .
91.9 95.1
5-00
45 40
0
Рис. 1. Излучение Н1 в кординатах (а — V) на склонении +46°36'. Жирными линиями обозначен угловой размер ОСН в непрерывном спектре по прямому восхождению, тонкими кольцевыми линиями — предполагаемая оболочечная структура. Шкала антенных температур — слева, лучевые скорости относительно Местного стандарта покоя — справа. Заливкой обозначены детали Н! в ближайшей окрестности ОСН.
Алферовой и Госачинского (1983). Результаты следующие:
— средняя лучевая скорость оболочки Ут = = —11.5 ± 1 км/с,
— скорость расширения Уехр = 20.5 ± 2 км/с,
— внешний диаметр 6.0° ± 0.3°,
— внутренний диаметр 4.5° ± 0.3°,
— толщина оболочки 0.8° ± 0.3°
— средняя яркостная температура 8.4 ± 0.6 К.
Для определения физических параметров оболочки необходимо знать ее расстояние от Солнца. Кинематическое расстояние мы оценивали по ее средней лучевой скорости, Ут, и полю галактических лучевых скоростей Бранда (1986). Следует отметить, что данные Бранда дают более надежные оценки расстояний, чем вычисления по моделям галактического вращения, поскольку они основаны на измерении фактических лучевых скоростей в радиодиапазоне по линии СО и расстояний по оптическим данным. Следовательно, данные Бранда (1986) не включают азимутального сглаживания лучевых скоростей и содержат некруговые движения. Лучевая скорость —11.5 км/с ± 1 км/с соответствует расстоянию 2.0 кп
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.