Паруса XYZ — система тонких волокон и радиооболочка, в которой выделяется область Паруса X - плерион вокруг молодого пульсара PSR 0833 — 45 (см. § 5 и § 9). Инжекция релятивистских частиц определяет различия радиоспектров плериона и оболочки: а = -0,1 в плерионе и а = —0,6 в остальной туманности. Структура магнитного поля коррелирует с волокнистой структурой туманности, поляризация р = 3-10% в оболочке и повышена в плерионе (Милн, 1980; Лерхе, Милн, 1980). Расстояние 400-500 пк установлено на основании генетической связи остатка с туманностью Гама, радиус оболочки — 15—20 пк, плотность невозмущенного газа в облачной компоненте среды соответствует плотности в туманности Гама и„обл = 5-10 см"3 (Дженкинс и др. 1976, 1981). В рентгеновском диапазоне излучают горячая плазма за фронтом ударной волны в оболочке и плерион, соответственно выделены тепловая и синхротронная компоненты. Температура, определяемая тепловым спектром, достигает Те = = (2,5 - 4,3) • 106К; слабая компонента, соответствующая Те = 1,7- 107К, вероятно, связана с излучением плериона (Каан и др., 1983, 1985; Харнден и др., 1985). Первые сведения о кинематике туманности получены косвенным путем по наблюдениям звезд фона, в спектрах которых выявлены детали поглощения в линиях Са, Na, О, N, S, Si на скорости от - 130 до +55 км • с'1 (Дженкинс и др., 1984 и ссыпки там). О том, что поглощение происходит в оболочке сверхновой, говорят высокая дисперсия скорости и повышенное обилие Са, обусловленное его выбиванием с пылинок при прохождении ударной волны. Прямые измерения ширины линии На, излучаемой в туманности, соответствуют Аи = 310 км-с"1 (Данцигер и др., 1978). Ширина линий [Nil] и [ОШ] в изолированных волокнах равна Аи = 20-30 км • с~!, и в этих же пределах заключена скорость хаотических движений отдельных сгустков газа друг относительно друга (Шулл, 1983). Корма А. Бааде и Минковский (1954) отождествили с радиоисточником Корма А туманность, состоящую из десятка ярких компактных конденсаций. Современные "глубокие" фотографии показывают поразительное разнообразие слабых деталей, заполняющих радиооболочку размером около 60-80' (Эллиот и др., 1976; ван ден Берг, 19786; Гудис, Миберн, 1978). В отличие от других старых остатков, наблюдаются не тонкие волокна, 105 а компактные конденсации. Самые яркие линии в спектре принадлежат [NI] и [Nil]; в отдельных сгустках /[Nii]/^Ha = 20, что значительно выше, чем в других остатках (см. Данцигер, 1983 и ссылки там). По всей вероятности, обилие кислорода и азота в оптических волокнах выше нормального космического (Допита и др., 1977). Сильные вариации лучевой скорости слабых волокон в пределах от 170 до —300 км • с"1 дают среднюю скорость расширения оболочки 250км • с"1 (Эллиот, 1978). Яркие сгустки движутся друг относительно друга с характерной скоростью 30-80 км -с"1, дисперсия скорости внутри сгустка — около 20—30км -с"1, температура около 1,9 • 104К (Шулл, 1983). Компактные конденсации наблюдаются на фоне более слабого диффузного свечения: /дифДкомп = 0,5 — 0,8, ширина линии диффузной компоненты - около 60—80 км-с"1 (Шулл, 1983). В самой яркой восточной конденсации наблюдается широкая слабая компонента линий [ОШ] и [FeXIV] (Кларк и др., 1979). Судя по рентгеновскому изображению (рис. 42), вспышка произошла в области с крупномасштабным градиентом плотности и мелкомасштабными флуктуациями — облаками размером 1—2 пк и плотностью и0 обл * 1 см"3, в двух ярких компактных конденсациях на востоке и севере — п0 обл * «10-20 см"3. Совсем недавно эволюционный статус этого остатка был пересмотрен: вероятно, это молодой объект, и можно предполагать, что он принадлежит к классу богатых кислородом, прототипом которого является Кассиопея А (см. § 4). Уинклер и Киршнер (1985) выявили новые быстрые волокна, разлетающиеся из центра со скоростью более 1600 км • с"1, в спектре которых преобладают линии кислорода в стадии ионизации О0, О+ , О++ , в то время как бальмеровские линии водорода чрезвычайно слабы. Аналогия с Кассиопеей А очевидна: эти быстро движущиеся волокна могут быть идентифицированы с быстрыми волокнами Кассиопеи А, т.е. с выброшенными при вспьшпсе сгустками обогащенного продуктами ядерных реакций вещества, в то время как яркие медленные волокна с повышенным обилием азота — со стационарными конденсациями, по всей вероятности, выброшенными на стадии истечения предсверхновой. Возраст оболочки, определяемой радиусом 12—14 пк (по S(D) -зависимости Милна, 1979а) и скоростью разлета быстрых волокон, не превышает 5000 лет, если оболочка расширяется адиабатически. Вероятно, адиабатическое решение (8.2) уже применимо к остатку, так как наблюдаемая скорость в 5—6 раз ниже ско- . роста разлета Кассиопеи А, т.е. оболочка существенно затормозилась.. Рентгеновская эмиссия остатка согласуется как с относительно малым возрастом, так и с сильным обогащением горячей плазмы кислородом и неоном: относительное содержание O/Fe и Ne/Fe существенно выше нормального космического даже с учетом возможного отклонения плазмы от ионизационного равновесия (Уинклер и др., 1983).
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Паруса XYZ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
