Это один из самых известных остатков сверхновых; на рис. 26 показано его изображение в оптическом, радио- и рентгеновском диапазонах. Объект привлек внимание исследователей не только потому, что является близким, а следовательно, ярким и протяженным, что облегчает его наблюдения с высоким спектральным и угловым разрешением. Дело в том, что еще в 1937 г. Хаббл обнаружил разлет двух противоположных сторон оболочки из центра со скоростью 0,03" в год; позднее Фесенков и др. (1954) измерили собственные движения десятка ярких волокон, а Минковский (1958) нашел лучевые скорости сотни волокон и показал, что они разлетаются из центра со скоростью от 46 до 116 км -с"1. Сопоставление собственных движений и лучевых скоростей позволило определить расстояние до туманности — 770 пк (линейный размер — 40 пк) и выявило грандиозный масштаб явления. Тонкие яркие волокна туманности наблюдаются на фоне более слабого диффузного свечения. Дисперсия сдорости газа в волокнах меньше, чем в диффузной межволоконной среде: ширина линии На по уровню 86 Рис. 26. Петля Лебедя: а — изофоты рентгеновской яркости в диапазоне 0,1-4 кэВ совмещены с оптической фотографией, б - радиоизофоты на частоте- v = 2,7 ГГц совмещены с рентгеновским изображением (Ку и др., 1984) цкм/с 300 -300 - Рис. 27. Лучевая скорость волокон и межволоконного газа в Петле Лебедя в зависимости от расстояния до центра оболочки. Заштрихована область, соответствующая ярким волокнам по измерениям Минков- ского (1958) и Дорошенко (1970), крестиками даны результаты Киршнера и Тэйлора (1976), вертикальными отрезками показаны высокоскоростные крылья линии На по измерениям Дорошенко и Лозинской (1977), штриховая линия учитывает эффект геометрической проекции для модели тонкой сферической оболочки SO' 50' 70' 0,5 /макс в волокнах соответствует 10-30 км • с"1, в диффузной среде - - 40-85 км • с"1 (Дорошенко, 1970; Шулл и др., 1982). Слабые широкие крылья линии на уровне < 0,1 /макс наблюдаются вплоть до скорости ± 300 км • с"1 (Киршнер, Тейлор, 1976; Дорошенко, Лозинская, 1977). Согласно Дорошенко и Лозинской (1977), эти слабые высокоскоростные крылья излучаются не в волокнах, а в диффузной среде, в которую погружены яркие волокна. Результаты исследования кинематики туманности показаны на рис. 27, где даны лучевые скорости отдельных волокон и интервалы скорости, соответствующие слабым крыльям линии На в зависимости от расстояния до центра оболочки. С учетом эффекта проекции в предположении тонкой сферической оболочки наблюдения соответствуют расширению системы ярких волокон со скоростью ~ 100 км -с"1 и движению диффузного газа со скоростью, достигающей 300 км • с"1. Спектральные исследования Петли Лебедя проводятся уже несколько десятилетий (см. Фезен и др., 1982 и ссылки там). В спектре ярких волокон выявлено несколько десятков линий разных элементов; их относительные интенсивности сильно меняются в пределах туманности. Средняя плотность газа в волокнах, определяемая по линиям [SII] и [О II], составляет 100—300 см"3, температура в области свечения линий [О II], [NII] и [SII] соответствует (1-2) • 104 К, в области [О III] - (2-6) • 104 К. Спектр свечения туманности плохо представляется излучением оптически тонкого слоя плазмы единой температуры - к этому выводу Пикельнер (1954) пришел еще три десятилетия назад. Сейчас стало общеупотребительным объяснение спектров волокон старых остатков высвечиванием газа за фронтом ударной волны, распространяющейся в плотных областях межзвездной среды. Газ за фронтом в плотных облаках интенсивно охлаждается из-за радиационных потерь, лавинообразно сжимается в плотный холодный слой толщиной в несколько сотых парсека, в котором происходит резкое падение температуры от ~ 106 К до ~ 104 К и резкое изменение плотности в сотни раз. Наблюдаемые относительные интенсивности линий 88 в спектре волокон можно сравнить с расчетным спектром высвечивания горячего газа за фронтом. Такие расчеты делались неоднократно и охватывают достаточно широкий интервал скорости ударной волны, плотности и химического состава межзвездного газа (см. Кокс, 1972а, б; Раймонд и др., 1976; Раймонд, 1979; Шулл, Мак Ки, 1979; Каплан.Пикельнер, 1979; Контини и др., 1980; Балинская, Бычков, 1979, 1981 и ссылки в этих работах). Наиболее информативны для сравнения линии кислорода в стадиях ионизации ОI, ОII и ОIII, поскольку они относятся к числу ярчайших в спектре и отражают состояние газа в интервале температур 104 - 2 • 10s К. Относительные интенсивности линий [01] : [ОН] : [ОIII] и других в волокнах Петли Лебедя лучше всего согласуются с расчетными для ударной волны, распространяющейся со скоростью от 70 до 100 км • с"1 в среде с невозмущенной плотностью п0 = 5—10 см"3 и практически нормальным содержанием химических элементов, что полностью подтверждается прямыми измерениями скорости волокон. Неоднородность межзвездной среды приводит к тому, что высвечивание сферической ударной волны начинается неодновременно и происходит с разной скоростью. Регулярная структура оболочки нарушается из-за тепловой неустойчивости, происходит отражение, пересечение и фокусировка ударных волн на неоднородностях межзвездной среды, и мы видим несколько слоев высвечивающегося газа на луче зрения. Все это объясняет различия спектра волокон в пределах одного остатка. Монохроматические фотографии Петли Лебедя в линиях На, [Nil], [SII] и [О III] отчетливо выявляют стратификацию излучения остывающего газа (Ситник, Торопова, 1982; Хестер и др., 1983). Как видно на рис. 28, излучение в линии высокой стадии ионизации [О III] наблюдается ближе к фронту ударной волны, чем в линиях более низкой стадии ионизации [Nil] и [SII]. Смещение конденсаций, наиболее ярких в линии [О III], относительно [Nil] составляет 12 - 24" (0,05 — 0,1 пк на расстоянии 770 пк), относительно [SII] - 0,05 - 0,5 пк (Ситник, Торопова, 1982). Это больше, чем может дать стратификация излучения остывающего газа за фронтом волны в пределах одного плотного облака. Действительно, время охлаждения газа от температуры на фронте 7^ «* 14и|[км • с"1 ] = (2 — 5) • 105 К до те =« (5 — 8) • 104 К, где наиболее интенсивно свечение в линии [О III], составляет toxn * 500/и лет, считая коэффициент охлаждения в этом интервале температур L « 5 • 10~27 Те эрг • см3 • с"1 в согласии с рис.43 (с. 135). Яркие в линии [О III] волокна ослабевают за характерное время tpeK * (к о++ иеТ! ** 2 • 103 w"1 лет, где &о++ - коэффициент рекомбинации кислорода в состоянии О++. За это время волна в плотном облаке и0обл*^ ^ Ю см"3, распространяясь со скоростью около 100 км • с"1, проходит расстояние 0,02 - 0,03 пк, т.е. в несколько раз меньше наблюдаемого смещения. Крупномасштабная динамика остатка сверхновой определяется распространением ударной волны в разреженной среде между плотными облаками (см. § 7, 8). Скорость фронта этой быстрой волны может *), Для единообразия здесь и далее использованы обозначения, введенные в §7. индекс "Ообл" относится к невозмущенному газу в облаке, индекс "0 м" - к межоблачному газу. 8» Рис. 28. Яркое волокно на западе Петли Лебедя: изофоты в линии [ОIII] совмещены с изображением в линии [Nil] (Ситник, Торопова, 1982) быть определена по спектру рентгеновского излучения или по слабым высокоскоростным крыльям линии На и составляет для Петли Лебедя vs = 400 км • с"1, начальная плотность межоблачного газа лОм = 0.2 — 1 см"3. Наблюдаемая в остатке стратификация излучения, по всей вероятности, представляет собой "моментальный" разрез картины распространения этой быстрой ударной волны в сильно неоднородной среде: мы видим области высвечивания в разных плотных облаках на разных расстояниях от фронта, соответствующие разным стадиям охлаждения и рекомбинации. Петля Лебедя — наиболее исследованный в ультрафиолетовой области спектра остаток. Яркость волокон в этом диапазоне коррелирует с оптической яркостью; в спектре видны сильные линии С III, NIII, возможно — О VI 1031, 1038 А, но отождествление неоднозначно (см. Раймонд, 1984 и ссылки там). Яркие линии С IV, NV и OV соответствуют более высокой температуре и скорости ударной волны, чем линии оптического спектра. Комбинация линий кислорода и азота в ультрафиолетовой и оптической областях дает относительное содержание элементов в пяти последовательных 90 стадиях ионизации. Наблюдения плохо согласуются с расчетным спектром высвечивания ударной волны, что, вероятно, связано с наложением нескольких слоев газа за фронтом разных ударных волн на луче зрения. Радиоизлучение Петли Лебедя исследовано в диапазоне 10 МГц — 5 ГГц, спектр радиоизлучения нетепловой, наблюдается перелом на частоте около 1 ГГц: а = - 0,84 ± 0,4 на высоких частотах и а = - 0,38 ± 0,4 на низких; обнаружены различия спектра в пределах оболочки; в области NGC 6992—5 он наиболее плоский, в области NGC6974 - крутой (Абранин и др., 1977; Удальцов и др., 1978; Састри и др., 1981). Наблюдения с высоким угловым разрешением обнаруживают хорошее согласие ярких радиодеталей с оптическими волокнами (см. Грин, 1984а). Как показывают рис. 26 а, б, излучение Петли Лебедя в радиодиапазоне наблюдается за пределами яркой оптической туманности, но совпадает с областью рентгеновской эмиссии. Излучение остатка в рентгеновской области спектра и в корональных линиях детально изучено (см. § 7, а также Ку и др., 1984; Чарлес и др., 1985; Теске, Киршнер, 1985 и ссылки в этих работах). На внешней границе радио- и рентгеновского изображений остатка найдены очень слабые тонкие волокна, излучающие преимущественно бальмеровские линии водорода (Раймонд и др., 1980, 1983; Трефферс, 1981; Фезен, Ито, 1985). Эти слабые внешние волокна и граница рентгеновского изображения определяют положение фронта быстрой ударной волны в межоблачной среде. Природа оптической эмиссии внешних волокон рассматривается в § 7. Сферически-симметричная структура Петли Лебедя искажается протяженным выступом на юге, хорошо заметным в рентгеновском, радио- и оптическом диапазонах. Здесь повышена степень линейной поляризации радиоизлучения: р = 25% на частоте 3—10 ГГц по сравнению ср = 4—5% в остальной туманности (Моффет, 1971), и магнитное поле более регулярно. Вероятно, выступ связан с крупномасштабной структурой магнитного поля Галактики, сжатого расширяющейся оболочкой. Вдоль силовых линий галактического магнитного поля возможно высыпание релятивистской плазмы; тепловая неустойчивость в момент образования холодной плотной оболочки облегчает разрыв ее регулярной структуры в направлении поля (Фалле, 1975а, см. также § 8). Возраст остатка можно определить по наблюдаемой скорости ударной волны в межоблачной среде и линейному размеру, задавшись законом изменения радиуса со временем. Мы покажем в § 8, что соотношение (8.2) — решение Седова (1957), описывающее адиабатическое расширение оболочки, является достаточно хорошим приближением для Петли Лебедя; соответствующий возраст равен 20 000 лет. Отметим, что при наличии мелкомасштабных плотных облачков, погруженных в разреженную среду, крупномасштабное распределение плотности невозмущенного газа в окрестности остатка достаточно однородно. Об этом свидетельствуют как сферически симметричная структура оболочки, так и прямые наблюдения окрестностей остатка в линии 21 см. 1С 443. Рассмотрим теперь, как выглядят старые остатки сверхновых, вспыхнувших в среде с сильным крупномасштабным градиентом плотности, на который накладываются мелкомасштабные флуктуации. Таким примером может служить яркая тонковолокнистая туманность 1С 443 (рис. 29), 91 Рис. 29. 1С 443: а - отпечаток с красной карты Паломарского атласа, б, в - интерференционные фотографии туманности в линии На, полученные автором расположенная вблизи областей НИ Sh 249 и Sh 247 (Шарплесс, 1959). О принадлежности 1С 443 к классу старых остатков сверхновых свидетельствуют характерная симметричная тонковолнистая оболочечная структура и нетепловой радиоспектр (а = — 0,36 по данным Эриксона.Магоней, 1985). Радиоизлучение 1С 443 поляризовано, степень поляризации составляет 6-8% на волне 3 см и около 2% на 11 см, магнитное поле довольно регулярное, направление силовых линий параллельно галактической плоскости и становится более запутанным на периферии (Бейкер и др., 1973; Велуса- ми, Кунду, 1974). Наблюдения с высоким угловым разрешением обнаруживают полное согласие оптических и радиодеталей, радиоизлучение ярких волокон имеет синхротронную природу, спектральный индекс не меняется существенно в области ярких волокон (Дуин, ван дер Лаан, 1975). 92 Вспышка, образовавшая 1С 443, произошла на границе плотного облака. Об этом свидетельствуют увеличение яркости на северо-востоке и специфическая форма — уменьшение радиуса кривизны оболочки, связанные с более эффективным торможением и высвечиванием в среде с большей плотностью. Облако непосредственно наблюдается в линии 21 см, средняя плотность газа в нем соответствует п0 обл = 10-20 см"3, отдельные наиболее плотные конденсации («ообл = 100—200 см"3) совпадают с радиоволокнами остатка, полная масса облака — около 2 ■ 10э Мв (де Нойер, 1978). Здесь же расположено плотное молекулярное облако СО, по всей видимости генетически связанное с 1С 443; эмиссия СО сконцентрирована вокруг яркой туманности и уменьшается непосредственно в области ярких волокон. Средняя плотность в молекулярном облаке соответствует пн з = = 100 см"3 (Корнетт и др., 1977; Сковильидр., 1977). Первые исследования кинематики туманности были проведены автором этой книги в 1967—1968 гг. Наблюдая с эталоном Фабри-Перо и электронно-оптическим преобразователем яркую область на северо-востоке, мы отметили систематическое уширение линии На от периферии к центру оболочки, которое было интерпретировано как расширение системы ярких волокон со средней скоростью 65 км ■ с"1. При этом выяснилось, что отдельные более слабые волокна движутся из центра со скоростью 120—1S0 км • с"'. Позднее мы продолжили исследования кинематики 1С 443, включая и слабые волокна юго-западного сектора (Лозинская, 1975а, 19796). Движения газа в туманности 1С 443 типичны для старых остатков вспышек сверхновых. Линии На, [Nil] и др., излучаемые в оболочке, имеют сложную многогорбую структуру (см. рис. 296). Всюду в туманности и в близлежащих областях НII видна "несмещенная" компонента линии на лучевой скорости I vLSR I < 20 км ■ с"1, которая суммирует излучение галактического фона и малоускоренных облаков газа в остатке. В оболочке наблюдаются также "смещенные" узкие детали профиля линии на скоростях от -200 до +200 км с"1 и широкие слабые крылья вплоть до -350 и +240 км • с"1, образующие п -образную подложку - фон. На рис. 30 показаны лучевые скорости "смещенных" компонент (точками) и диффузных крыльев (линиями) в зависимости от нормированного расстояния до центра симметрии оболочки. Линии оканчиваются стрелками в случае инструментальных ограничений, связанных с перекрытием порядков эталона Фабри — Перо. Как и в Петле Лебедя, высокоскоростные крылья излучаются не волокнами, а диффузным межволоконным газом в ярком секторе туманности. Средняя лучевая скорость периферийных волокон uLsr = +3 ± 3 кмс"1 дает в рамках модели галактического вращения Шмидта (1965) при Го = 10 кпк кинематическое расстояние до 1С 443 г = 0,7 — 1,5 кпк. Эта оценка согласуется с обычно принимаемым расстоянием 1,5-2 кпк, основанным на факте столкновения остатка с НИ областью Sh 249, возбуждаемой звездами ассоциации Gem OBI. фотометрическое расстояние до которых заключено в интервале 850 пк — 2,5 кпк (Хэмфрис, 1978). Наблюдения в линии 21 см дают кинематическое расстояние 2,2 - 3 кпк, однако профиль линии в направлении 1С 443 довольно сложный, ситуация запутана облаком вблизи оболочки, и эта оценка кажется менее надежной. Приведенное ван ден Бергом и др. (1973) значение 500 пк основано на единственном 93 Рис. 30. Распределение лучевой скорости волокон 1С 443 в зависимости от нормированного расстояния до центра (по измерениям автора). Отрезками показаны высокоскоростные крылья линии, излучаемой в межволоконной диффузной среде (см. текст). Кривая учитывает эффект проекции в модели тонкой оболочки, удовлетворяющей решению (8.12) для взрыва в среде с плоским градиентом плотности факте, что возможная возбуждающая звезда облака на северо-востоке оболочки — HD 43836. Сравнительно новый метод оценки расстояния по низкочастотному завалу в спектре рентгеновского излучения в сочетании с исследованием межзвездного покраснения дает из эмпирической зависимости Nh/Eb- v = (6,8 ± 1.6) • Ю2' атомов • см"2 на одну звездную величину нижнюю границу расстояния 1 кпк (Малина и др., 1976). Из всей совокупности данных следует наиболее вероятное расстояние 1,5 кпк и средний радиус оболочки 9 пк. (Мы подробно остановились на методах оценки расстояния, чтобы подчеркнуть, что основной параметр - линейный размер остатка сверхновой— зачастую известен с погрешностью 50-100%. 1С 443 —. один из наиболее изученных объектов и используется для калибровки 2(0) -зависимости (см. § 9). Если же расстояние определяется одним каким-нибудь методом, особенно по этой зависимости, следует помнить, что возможна погрешность в несколько раз!) Асимметричная форма 1С 443 и плотное молекулярное облако на северо- востоке говорят о сильной крупномасштабной неоднородности межзвездного газа, что не позволяет применить для интерпретации результатов наблюдений стандартное адиабатическое решение Седова (8.2). Задача о сильном точечном взрыве в среде с плоским экспоненциальным градиентом плотности решена Компанейцем (1960). Мы воспользуемся этим решением, представленным в § 8 соотношениями (8.12), поскольку форма туманности достаточно хорошо им описывается (см. рис. 31). Наблюдаемое распределение лучевой скорости волокон уг и вид поверхности (8.12) в проек- 94 ции на картинную плоскость позволяют определить характерную шкалу высоты Н= 0,8 Ro = 7 пк, ориентацию поверхности — угол наклона большой оси к картинной плоскости а = 0 ± 15°, отношение большой и малой осей Ri/Ri = 1,5 — 1,6 и среднюю скорость разлета и0 = 280 км -с"1 (Лозинская, 19796). Расчетная зависимость vr от R/Rs, соответствующая этим параметрам, показана на рис. 30; две кривые соответствуют предельным позиционным углам в интервале —45° < в < +45° и 135° < в < 230°, для которых проводились измерения скорости. Как и в сферически симметричном остатке Петля Лебедя, наблюдаемые точки (ur> R/Rs) случайным образом заполняют площадь внутри расчетной кривой. Соответствующая быстрым волокнам скорость фронта ударной волны (vs = 4/з "газа) составляет us = 370± 50 км-с"1, достигая значений от 200 до 370 км с"1 в северо-восточном и от 370 до 530 км • с'1 в юго-западном секторах. Слабое высокоскоростное На-свечение диффузной среды между волокнами соответствует, с учетом эффекта геометрической проекции, скорости I», = 600-700 км • с"1. Рентгеновская эмиссия 1С 443 усилена в центральной и северной областях оптической оболочки (Люин и др. 1979; Ватсон и др., 1983а и более ранние работы). Это хорошо укладывается в рамки принятой модели. При экспоненциальном распределении плотности с найденной шкалой высоты Н = 7 пк плотность горячей плазмы (их * 4п0 за фронтом сильной адиабатической ударной волны) на юго-западе оболочки в 2 - 3 раза ниже чем в центре, а рентгеновская эмиссия Lx a«x (см. соотношение (7.1)) соответственно в 5 - 10 раз ниже. Уменьшение эмиссии на северо-восточной границе связано с более низкими скоростью ударной волны и температурой: Ts<*v%— из-за столкновения с плотным облаком. О том, что температура здесь действительно ниже чем в центре, свидетельствуют наблюдения в корональной линии [FeX] (Вудгейт и др., 1979). Излучение [FeX] сосредоточено вблизи Я1 хих восточных волокон и соответствует Те = = 1,2 • 106 К. Недавно обнаружено серповидное облако HI — часть оболочки, окаймляющей яркие восточные волокна (Джованелли, Хайнес. 1979). Облако Ментр взрыва Решение (8.12) Ударная волна Рис. 31. Решение Компанейца (1960) (8.12), лучше всего представляющее форму 1С 443 в картинной плоскости 95 наблюдается в интервале лучевых скоростей от -100 до + 70 км • с"1. Серповидная форма и дисперсия скоростей, согласующаяся со скоростью разлета ярких волокон, свидетельствуют, что это газ, сгребаемый расширяющейся оболочкой. В спектре ярких волокон туманности наблюдается более 50 линий разных элементов в разных стадиях ионизации. Относительные интенсивности наиболее ярких линий лучше всего согласуются с расчетным спектром свечения газа за фронтом волны, распространяющейся со скоростью 65—90 км ■ с"1 в плотном облаке лообл = 10-20 см"3 (Фезен, Киршнер, 1980). Температура газа в волокнах составляет Те «24000 К в области свечения [ОШ] и (8-12) • 103 К в области [Nil] и [SII]; плотность в ярких волокнах пе= 100 — 500 см"3 по измерениям [SII]. Возраст остатка, определяемый его размером и скоростью быстрой ударной волны, найденной по спектру рентгеновского излучения или по самым высокоскоростным деталям линии На, составляет около 5000 лет. В 1С 443, как и в Петле Лебедя, наблюдается разрыв регулярной структуры оболочки и протекание горячей плазмы наружу. За границей ярких тангенциальных волокон на северо-востоке видно радиальное волокно длиной около 15' (см. рис. 29). Его оптический спектр подобен спектру остатка и отличается от близкой НН-области Sh 249, что говорит об ударном возбуждении на фронте волны (Фезен, 1984). В этой области слабая рентгеновская эмиссия также наблюдается на расстоянии 10 - 20' за пределами яркой туманности (Ватсон и др., 1983а) и излучается широкая линия На (Лозинская, 19796). Возможно, из-за локального уменьшения плотности невозмущенной среды фронт ударной волны продвинулся здесь значительно дальше. G 78.2 + 2.1 и туманность возле у Лебедя. Яркая симметричная туманность размером около 4' возле звезды у Лебедя считалась остатком вспышки сверхновой (ван ден Берг и др., 1973), поскольку отождествлялась с нетепловым радиоисточником DR4,ярчайшим в комплексе Лебедь X. Нетепловая природа радиоизлучения подтверждается как спектром (а = = - 0,7), так и линейной поляризацией: р = 5% (Джонсон, 1974), и это послужило основой отождествления туманности с остатком сверхновой. Однако исследования спектра свечения и кинематики показали, что туманность возле у Лебедя является не остатком сверхновой, а обычной областью НИ (Лозинская, 19756). Была найдена и возможная возбуждающая звезда в центре (Архипова, Лозинская, 1978а). Для объяснения нетеплового спектра радиоизлучения области НИ мы предположили, что на нее налетает расширяющаяся оболочка — остаток сверхновой, взорвавшейся поблизости, но генетически с ней не связанной (Лозинская, 1977). Деформация оболочки сверхновой в области столкновения и увеличение плотности газа из-за интенсивного высвечивания за фронтом волны в плотном облаке приводят к локальному сгущению силовых линий магнитного поля остатка.и, соответственно, к увеличению объемного коэффициента синхротронного радиоизлучения. (Для количественной оценки можно воспользоваться соотношением (9.2); сводка основных формул теории синхротронного излученкя дана в § 9.) Учет высыпания релятивистских частиц из области сгущения и их изотропизации за фронтом из-за рассеяния на неоднородностях магнитного поля (Бычков, 1978а) показывает, 96 что можно ожидать увеличение объемного коэффициента излучения в 3 — 4 раза. Наблюдатель, для которого плотное облако проецируется на остаток сверхновой, увидит область НИ, совпадающую с источником синхротрон- ного радиоизлучения. При этом скорость газа в плотном облаке определяется выражением "обл (см. § 7), где иОбл - скорость волны в плотном облаке, vs - скорость ударной волны в межоблачной среде, определяющая разлет оболочки сверхновой. Если контраст плотности (Лом/"ообл) достаточно велик, скорости движения газа в облаке могут быть дозвуковыми. В рамках этой модели в окрестности яркой туманности возле у Лебедя должен существовать слабый синхротронный радиоисточник - протяженный остаток сверхновой. Наше предположение подтвердилось. Хиггс и др. (1977) и Баарс и др. (1978) действительно нашли оболочку размером около 1° с нетепловым спектром радиоизлучения (а = -0,65) — истинный остаток вспышки сверхновой G 78.2 + 2.1. Объект DR4 и яркая туманность возле у Лебедя составляют небольшую часть этой оболочки. Поверхностная яркость G 78.2 + 2.1 дает расстояние до остатка ~1,8 кпк, близкое к кинематическому расстоянию до области НИ; линейный размер оболочки ~ 33 пк. Найдены слабые оптические волокна, заполняющие радиооболочку; сильные линии серы в спектре (/[sii]/^Ha * 1) свидетельствуют, что это оптический остаток сверхновой, а не фоновое излучение, яркое в созвездии Лебедя (ван ден Берг, 19786). Остаток сверхновой G78.2 + 2.1 окружен оболочкой HI, расширяющейся со средней скоростью около 25 км • с"1. Три компактных облака HI со скоростью i>lsr = +70 и —117 км ■ с'1, вероятно, ускорены ударной волной, вызванной разлетом остатка (Ландеккер и др., 1980). Обнаружено рентгеновское излучение протяженной оболочки, спектр которого соответствует температуре 1,5 ■ 107 К, а светимость дает плотность невозмущенного газа в области 0,1 - 0,2 см"3 согласно Хиггсу и др. (1983).
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Петля Лебедя» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
