связать с действием мощного ветра WR 142а, Паскуали и др. (2002) не выявили.
В настоящей работе предпринята попытка найти возможные проявления действия ветра WR 142а на окружающий межзвездный газ по На-наблюдениям протяженных окрестностей звезды с интерферометром Фабри—Перо 125-см телескопа Крымской лаборатории ГАИШ.
Сложность задачи состоит в том, что мы исследуем область в густонаселенном спиральном рукаве Лебедя. В площадке размером 15° х 5° находятся, по крайней мере, 18 звезд Вольфа-Райе (ван дер Хухт, 2001), несколько ОЬзвезд, несколько остатков сверхновых и сотни ОВ-звезд. В пределах 2° от WR 142а, что на расстоянии 1—2 кпк соответствует области возможного действия ветра размером 35—70 пк, локализованы другие звезды Вольфа-Райе (WR 144, 145, 145а и 146), остаток сверхновой G78.2+2.1, молодое скопление NGC 6910, уникальная ассоциация Cyg ОВ2, звезды ассоциаций Cyg ОВ8 и ОВ9 (рис. 1). Совместное действие этих объектов на кинематику и структуру межзвездной среды затрудняет выяснение роли каждого из них. К тому же область характеризуется сильным и неоднородным поглощением.
В разделе "Интерференционные наблюдения. .." описаны наши наблюдения в линии На и результаты их обработки. В разделе "Распределение молекулярных облаков" выделена область, в которой следует искать проявления влияния звездного ветра именно WR 142а. Для этого была исследована крупномасштабная структура межзвездной среды по СО-излучению, проведено сравнение кинематики молекулярных облаков и ионизованного водорода, выявлены комплекс молекулярных облаков, связанный с WR 142а, и гигантские области пониженной яркости СО-эмиссии (в частности, область СО-дефицита, расположенная восточнее WR 142а и ближе к Солнцу по сравнению со звездой). Отмечены особая морфология ИК-излучения вблизи WR 142а, согласующаяся с совокупностью представлений об окружающей звезду межзвездной среде. В разделе "Возможные наблюдательные проявления влияния ветра... " выявлены возможные признаки действия ветра WR 142а на окружающий газ, которые наблюдаются к северо-востоку от звезды в области, лишенной плотных поглощающих облаков. Результаты суммированы в Заключении.
ИНТЕРФЕРЕНЦИОННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ В ЛИНИИ На Методика наблюдений и обработки
В настоящей работе использованы результаты нашей многолетней программы интерферометриче-ских наблюдений в линии На гигантского газопылевого комплекса в Лебеде размером около
15° х 5° (см. Лозинская и др., 2002, и ссылки в этой работе).
Исследование поля лучевых скоростей в линии На проведено с помощью интерферометра Фабри—Перо с ПЗС-матрицей, установленного в кас-сегреновском фокусе 125-см рефлектора Крымской лаборатории ГАИШ. Предварительная мо-нохроматизация осуществлялась с помощью интерференционного фильтра с полушириной ~20 А. Поле зрения интерференционных изображений и угловое разрешение были равны соответственно 10' и 3—4", реальное спектральное разрешение соответствовало ~10—15 км/с. Область дисперсии (свободный от перекрытия соседних порядков интерференции интервал лучевых скоростей) составляла около 800 км/с. Линия [N11] 6584 А попадала в середину этого интервала и уверенно отделялась от линии На, наибольшая ширина которой не превышает 200 км/с в исследуемой области.
Профиль линии аппроксимировался одной или несколькими гауссовыми кривыми в предположении, что полуширина каждой из компонент должна быть больше полуширины инструментального контура, а отношение сигнал/шум >5. Скорости определялись в максимуме каждого горба профиля.
В общей сложности были обработаны около 100 интерференционных изображений в поле размером около 4° х 2°40', включающем все заметные области На-эмиссии вокруг звезды WR 142а. Наши наблюдения неравномерно распределены по исследуемому полю. Области с яркими оптическими деталями или те, в которых при наблюдениях были обнаружены высокоскоростные компоненты профиля линии На, исследованы более детально.
Результаты наблюдений ионизованного водорода
В направлении рукава Лебедя наблюдаются многогорбые профили линии На, как правило, состоящие из одной или двух ярких основных компонент, скорости которых заключены в пределах — 10 км/с < < 17 км/с, и более слабых смещенных компонент вне этого интервала вплоть до ~ ±100 км/с. (СО -эмиссия рукава Лебедя также наблюдается в диапазоне скоростей основной компоненты; см. Леунг, Таддеуш, 1992, и ниже).
Скорости, соответствующие ярким основным компонентам линии На, описывают крупномасштабные движения, обусловленные галактическим вращением и спиральными ударными волнами плотности. В рукаве Лебедя азимутальные потоковые движения звезд и газа из-за спиральной волны плотности происходят вдоль луча зрения (см. Ситник, Мельник, 1999; Ситник и др., 2001, и ссылки в этих работах). При этом направление
Рис. 1. Распределение СО-эмиссии (Дейм и др., 2001) в направлении рукава Лебедя, совмещенное с красной картой Паломарского атласа. Кружками обозначены ассоциация Cyg OB2 и молодое скопление NGC 6910, звездочками — звезды WR. Изофоты СО-эмиссии отмечены цифрами: 1 — соответствует относительной интенсивности 75, 2 — 100 и далее с интервалом 25 до 225 относительных единиц (изофота 7). Изофота 3 к северу и западу от WR 142а ограничивает яркую часть комплекса молекулярных облаков I. Буквами А, В, С отмечены самые слабые детали рассматриваемых областей дефицита СО-эмиссии.
(и величина) остаточной азимутальной скорости молодых объектов меняется от противоположного галактическому вращению на внутреннем крае рукава до совпадающего с галактическим вращением на внешнем. Наблюдаемый диапазон основной компоненты лучевых скоростей ионизованного и молекулярного газа определяется вариациями суммарной скорости азимутальных потоковых движений и галактического вращения.
Скорости, соответствующие смещенным компонентам линии На, обусловлены локальными движениями, в частности ударными волнами, инициированными вспышками сверхновых и звездным ветром. На больших отрицательных скоростях
нельзя исключить также вклад далеких областей локализованных в рукаве Персея.
Поскольку у нас нет никакой априорной информации о физической связи звезды WR 142а с окружающим газом, мы попытались решить две задачи. Во-первых, рассмотреть взаимное расположение звезды и комплекса ионизованных и молекулярных облаков по результатам наших наблюдений линии На (основной компоненты) и данным СО-наблюдений (Леунг, Таддеуш, 1992). Во-вторых, попытаться выявить следы действия звездного ветра WR 142а на окружающий газ по высокоскоростной компоненте линии На.
914
Лучевые
I
81° 50'
82° 00'
81 40
81 50
81 30
81 40
81 20
81 30
81 10
81 20
81 00
81 10
80 50
81 00
80 40
80 50
80 30
80 40
80 20
80 30
80 10
80 20
80 00
80 10
ионизованного водорода
Ь
0°40'-1° 1°-1°20' 1° 20'-1°40' 1° 40'-2° 2°-2° 20' 2° 20'-2° 40' 2° 40'-3° 3° -3° 20'
13 -14...-5 13-27 7 -2-2
9 -10...-3 23-28 13 -9-0 29-33 17 -4...-3 35-41
9 7-14 9 2-6
7 9-12 7 6-10 10 4-10 69 -2-9 24 -8-0
18 9-13 12 -10-0 43 -5-1 11-17 17 -11...-9 31-32 39 -41...-26 -4-2 27-36
60 -19...-13 19-24 11 -2-1 32 -19...-13 11-29 27 -39...-29 19-24
11 8-11 21 -43...-12 20-25 31 -33...-22 3-17 22 -31...-14 7-14 55 -51...-42 -5-0 27-40 62 -56...-46 -12...-5
14 6-12 27 -35...-28 6-11 28 5-13 18 4-7 15-21 88 -25...-17 -6...-3 4-9 18-21 32-40 140 -31...-21 17-32 15 -9...-2 13-27
17 9-13 13 0-3 7-11 21 4-7 44 -26...-18 -9...-3 4-13 25-29 94 -26...-20 19-33 -8-4 67 -31...-19 -9...-2 1-9
6 5-8 68 -19...-3 12-27 78 -39...-19 -7-1 7-11 16-20
11 5-15 15 7-11 49 -22...-19 3-9 24-26 21 -7...-3 24-28 49 -30...-23 -17...-6 19-23 28-32 142 -20...-10 24-33 35 -30...-22 -10...-2 24-30
7 9-11 29 -35...-23 2-10 24 -2-0 32 -6-0 114 -60...-48 -25...-17 -13...-7 25-31 46 -12-18 1-6 25 -6...-2
/
79° 50'
80° 00'
79 40
79 50
79 30
79 40
79 20
79 30
79 10
79 20
79 00
79 10
78 50
79 00
78 40
78 50
78 30
78 40
78 20
78 30
78 10
78 20
78 00
78 10
Ь
0° 40'—1° 1° -1°20' 1° 20'-1° 40' 1°40'-2° 2° -2° 20' 2°20'-2° 40' 2°40'-3° 3°-3° 20'
16 -1...-2 67 -19...-13 -6...-3 6-10 47 -9...-1 8-12 23-26 28 -16...-13 6-13 19 3-9
6 4-6 49 -30...-24 -3-8 15-23 23 3-6 68 -5-1 11 -12...-8 28 -12-8 36 1-10
18 5-13 50 -6...-5 4-10 29 2-6 30 -8...-2 2-6
17 2-6 52 -34...-23 9-13 66 -40...-31 5-10 14 6-11 126 -44...-28 5-10 54 -46...-36 3-6 16 -7...-4
46 -36...-21 8-12 75 -37...-34 10-12 75 -40...-34 6-11 76 -50...-48 5-10 48 -46...-40 4-10 24 -6...-4
7 5-9 78 -39...-22 4-10 91 -41...-29 9-12 71 -35...-29 9-14 23 4-11 57 -46...-40 5-10 47 -9...-5 6-10 18 -7...-3
5 3-9 43 -44...-32 -12...-8 7-12 155 -34...-27 -11...-8 10-14 47 -36...-26 -1-2 9-13 14 -2-0 42 6-10 43 7-11 18 3-8
36 -31...-24 -17...-10 1-6 88 -42...-38 -31...-25 -12...-5 10-15 95 -24...-12 8-17 14 -11...-8 8-9 6 5-10 11 5-9 11 3-7
21 -7...-3 16 -12...-9 15 -12...-9 47 -44...-37 5-9 42 -27...-25 -4-8 36 0-6 6 0-2
132 -10-2 16 -10...-8 9 -17...-15 48 -40...-30 -3-4 38 -47...-32 -2-6 22 -1-3 30 -4-3
36 -9...-5 48 -6-1 57 -6...-1 33 -9...-4 54 -58...-35 -1-9 10 -5...-2
17 -15...-11 9-17 16 -10...-4 3-9 28 -4-0 60 -71...-61 -6...-3 3-7 10 -4-0 52 -1 -3 41 1-5
Поле лучевых скоростей основной компоненты линии На в окрестности WR 142а
Для выделения характерных скоростей облаков ионизованного водорода в широкой окрестности звезды WR 142а были построены диаграммы частоты встречаемости лучевых скоростей максимума основной компоненты линии На. Диаграммы строились для площадок размером Д1 х ДЬ = 10' х 20', покрывающих область I — 78°-82°, Ь — 0°40'-3°20'.
С помощью диаграмм частоты встречаемости были определены характерные для каждой площадки средние лучевые скорости У^ и среднеквадратичные ошибки их определения Д. Характерная лучевая скорость определялась как средняя на уровне половины максимума соответствующей диаграммы. Результаты представлены в таблице. В каждой клетке таблицы приведены число точек в площадке, в которой измерялись лучевые скорости, и наблюдаемый диапазон наиболее часто встречаемых лучевых скоростей ионизованного водорода ((У^) — Д)-((У^)
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.