Содержание к диссертации
Введение
2 Кинематика ионизованного и нейтрального газа в галактике 1С 1613 14
2.1 Постановка задачи 14
2.2 Интерферометрические наблюдения в линии На и в линии 21 см 14
2.2.1 Наблюдения с интерферометром Фабри-Перо на 6-метровом телескопе С АО РАН и обработка данных 14
2.2.2 Наблюдения в линии 21 см и анализ данных 16
2.3 Общая структура комплекса звездообразования в картинной плоскости 16
2.4 Кинематика нейтрального газа в комплексе 20
2.5 Кинематика ионизованного газа в комплексе 23
2.6 Обсуждение 29
2.6.1 Крупномасштабная структура нейтрального газа галактики IC1613 34
2.7 Заключение к главе 2 35
3 Структура и кинематика остатка сверхновой S8 37
3.1 Постановка задачи 37
3.2 Наблюдения и обработка данных 37
3.3 Распределение яркости и поле скоростей в остатке сверхновой S8 38
3.4 Кинематика остатка S8 в линии На 38
3.5 Протяженная внешняя оболочка в окрестности остатка вспышки сверхновой 41
3.6 Обсуждение 43
3.7 Заключение к главе 3 45
4 Кинематика газа в окрестностях звезд Вольфа-Райе в BCD галактике IC10 46
4.1 Посгановка задачи 46
4.2 Получение наблюдательных данных 47
4.2.1 Интерферометрические наблюдения в линии На на 6-метровом телескопе САО РАН 47
4.2.2 Наблюдения в линии 21 см и анализ данных 48
4.3 Звезды, выявляющие признаки действия на межзвездную среду 49
4.4 Звезды, находящиеся в комплексе звездообразования 59
4.5 Звезды, не выявляющие признаки действия на межзвездную среду 67
4.6 Обсуждение 71
4.7 Заключение к главе 4 73
5 Синхротронная сверхоболочка в галактике 1С 10: структура, кинематика и спектр свечения ионизованного газа 75
5.1 Постановка задачи 75
5.2 Наблюдения и обработка данных 75
5.3 Результаты наблюдений 76
5.3.1 Кинематика ионизованного газа в Синхротронной сверхоболочке 79
5.3.2 Кинематика нейтрального газа в области Синхротронной сверхоболочки 82
5.3.3 Спектр свечения газа в области Синхротронной сверхоболочки 84
5.4 Обсуждение 85
5.5 Заключение к главе 5 90
Заключение 91
Литература 93
- Интерферометрические наблюдения в линии На и в линии 21 см
- Наблюдения и обработка данных
- Интерферометрические наблюдения в линии На на 6-метровом телескопе САО РАН
- Кинематика ионизованного газа в Синхротронной сверхоболочке
Введение к работе
Изучение сверхновых и звездного ветра валено для многих разделов современной астрофизики, таких как внутреннее строение и эволюция звезд, нейтронные звезды и черные дыры, физика межзвездной среды, происхождение космических лучей, звездообразование, химический состав вещества в галактиках и в межгалактической среде.
Из широкого круга проблем, связанных со сверхновыми и звездным ветром, можно выделить один важный аспект - их взаимодействие с межзвездной средой. Вспышка излучения и разлет оболочки сверхновой, равно как и медленное истечение вещества звезды в форме ветра, ионизуют, греют и ускоряют окружающий газ, меняют его плотность и химический состав, причем это "возмущение" охватывает не только близкую окрестность, но и всю галактику в целом.
Перечисленные свойства межзвездной среды определяют физику всего комплекса явлений, сопутствующих разлету выброшенного звездой вещества. В конечном счете эти свойства определяют и процесс образования самих звезд.
Теория взаимодействия сверхновых и звездного ветра с межзвездной средой давно и хорошо разработана и широко описана в литературе (например, [21, 25, 43]). Наблюдения остатков вспышек сверхновых и выметенных ветром оболочек не представляют собой принципиальных трудностей, поскольку существуют сравнительно близкие и достаточно яркие объекты.
Но большие вопросы порой вызывает интерпретация наблюдений. Соответствующие трудности обусловлены сложностью и неоднозначностью процесса взаимодействия звезды с окружающей средой. До того, как взорваться в виде сверхновой, массивная звезда активно влияет на окружающую межзвездную среду. Ионизующая радиация создает НИ область, расширяющуюся со скоростью звука. В форме звездного ветра за все время жизни звезды в окружающую среду поставляется кинетическая энергия, сопоставимая с энергией взрыва СИ. Это медленное впрыскивание энергии меняет физику околозвездного газа практически так же, как и мгновенный выброс при взрыве сверхновой.
В результате действия радиации и звездного ветра еще до вспышки сверхновой звезда оказывается окруженной многослойными оболочками, что существенно меняет физику остатка вспышки сверхновой. Оболочка сверхновой разлетается не в однородную межзвездную среду, а в среду, уже возмущенную звездным ветром.
В связи с этим, изучая влияние сверхновых на межзвездную среду, нельзя адекватно анализировать природу даже самых старых остатков вспышек сверхновых, не учитывая действие ветра звезды-предшественника сверхновой на окружающий газ. Кроме того, сравнительно недавно был осознан второй подход в вопросу действия сверхновых и звездного ветра на окружающий газ. Массивные звезды рождаются в гигантских молекулярных облаках в составе ОВ ассоциаций и скоплений и за время жизни не уходят далеко от места рождения. Совместное действие ветра всех массивных звезд ранних спектральных классов и всех СН образует вокруг родительских ассоциаций сверхоболочку. Расширение сверхоболочки инициирует новую волну звездообразования в остатках гигантского молекулярного облака. Таким образом, чтобы понять физику индивидуального остатка вспышки сверхновой или выметенной ветром оболочки, нужно учитывать всю историю взаимодействия звезд и межзвездной среды в родительском гигантском молекулярном облаке.
Согласно современным представлениям, оптимальными для исследования взаимодействия сверхновых и звездного ветра с окружающим газом являются иррегулярные (Irr) галактики. Вспышки сверхновых и звездного ветра являются основными факторами, определяющими структуру и кинематику межзвездной среды в Irr галактиках. Цикл взаимодействия звезд и газа в них не прерывается спиральными волнами, толщина газового слоя больше, а плотность газа меньше, чем в спиральных галактиках. В Irr галактиках сверхновые и звездный ветер регулируют физику газовой среды галактики в целом, и поэтому взаимодействие звезд и газа в них наблюдается на огромных пространственных и временных масштабах, вплоть до формирования много оболочечных комплексов, сопоставимых по размеру с размером галактики.
В данной работе представлены результаты исследований таких комплексов в двух галактиках по наблюдениям на 6-метровом телескопе САО с прибором SCORPIO (прямые снимки в линиях На, [OIIIJ и [SII], спектроскопия с длинной щелью, со сканирующим интерферометром Фабри-Перо) и с панорамным спектрографом MPFS. Использованы также архивные данные наблюдений в линии 21 см на YLA и архивные данные HST.
Интерферометрические наблюдения в линии На и в линии 21 см
Интерферометрические наблюдения в линии Но; проводились в первичном фокусе 6-метрового телескопа САО РАН с помощью сканирующего Интерферометра Фабри-Перо (ИФП). Интерферометр устанавливался внутри укорачивающей фокус системы (фокального редуктора) SCORPIO, так что эквивалентная светосила составляла (F/2.9). Краткое описание редуктора фокуса приведено в интернете: (http://www.sao.ru/ moisav/scorpio/scorpio.html). Возможности SCORPIO в наблюдениях с ИФП описаны также в работе Моисеева (2002). В качестве приемника излучения использовалась ПЗС-матрица ТК1024 размером 1024 х 1024 элементов. Наблюдения проводились с аппаратным усреднением 2x2 элемента с целью уменьшения времени считывания, так что в каждом спектральном канале получались изображения размером 512 х 512 пикселей. Поле зрения составляло 4.8 при масштабе 0.56"/пиксель. Предварительная монохроматизация осуществлялась с помощью интерференционного фильтра с полушириной FWHM = 1бА, центрированного на линию Но;.
Журнал наблюдений с ИФП приведен в Таблице 1. Для наблюдений были использованы два различных интерферометра типа Queensgate ЕТ-50, работающие в 235 и 501 порядках интерференции на длине волны линии На, обозначенные в Таблице 1 как ИФП235 и Г1ФП501 соответственно. Интерферометр ИФП235 обеспечивал в области вблизи На спектральное разрешение FWHM« 2.5А, что соответствует 110 км/с. При эгом расстояние между соседними порядками интерференции ДА=28А соответствовало свободной от перекрытия порядков области 1270км/с. Спектральное разрешение ИФП501 составляло около 0.8А или ( 40км/с) при свободной от перекрытия порядков области ДА = 13А или 590 км/с.
В течение экспозиции последовательно были получены интерферограм-мы объекта при различных расстояниях между пластинами ИФП, так что число спектральных каналов составляло 32 и 36, а размер одного канала 6Х « 0.87А, ( 40км/с) и 5\ « 0.36А, ( 16км/с) для ИФП235 и ИФП501 соответственно.
Обработка ингерферометрических наблюдений проводилась с помощью матобеспечения, разработанного в САО РАН (Моисеев, 2002). После первичной обработки, вычитания линий ночного неба и приведения к шкале длин волн наблюдательный материал представляет "куб данных", в которых каждая точка в иоле размером 512 х 512 элементов содержит 32-канальный или 36-канальныи спектр. Оптимальная фильтрация данных: гауссовское сглаживание по спектральной координате с FWHM = 1.5 канала и пространственное сглаживание двумерной гауссианой с FWHM = 2 — 3 пикселя проводилась с помощью программного пакета ADHOC1.
Точность калибровки шкалы длин волн по линии калибровочной лампы составляла менее 3 км/с. Измерения лучевых скоростей линии ночного неба А6553.617А указывают на существование систематического сдвига при измерении абсолютных значений лучевых скоростей: —8 ± 3 км/с для ИФП501 и 15 ±8 км/с для ИФП235. Следует, однако, заметить, что эти значения скорее всего являются завышенными, что связано с переменностью интенсивности линии неба в течение времени сканирования.
Основной наблюдательный материал, использованный в главах 2 и 3 настоящей работы, получен с интерферометром ИФП501, обеспечивающим лучшее спектральное разрешение. Только при анализе данных наблюдений остатка вспышки сверхновой,- где слабые крылья линии наблюдались на скоростях, выходящих за пределы интервала, свободного от перекрытия порядков для ЫФП501, были использованы дополнительно наблюдения с ИФП235.
По наблюдениям в линии 21 см на VLA построена карта распределения HI с высоким угловым разрешением и исследована кинематика неіітрального газа в протяженной области галактики, включающей комплекс звездообразования. Заявка проекта по исследованию структуры и кинематики нейтрального газа в IG1613 сделана Е. Вилкотсом; первые результаты опубликованы в работе Лозинской и др. [21].
Данные, приведенные ниже в параграфах 3 и 4, получены пу гем комбинации данных наблюдений VLA в конфигурациях В, С, D; ширина одного канала соответствовала по лучевой скорости 2.57 км/с. Проведено сглаживание с использованием функции Ханнинга. Данные прокалиброваны обычным методом и преобразованы в карты при помощи пакета AIPS.
Результаты обработки представлены в виде куба данных с угловым разрешением 7."4 х 7."0, что соответствует линейному разрешению 23 ик. Для построения карты распределения интегрального излучения в линии 21 см были просуммированы только 40 спектральных каналов из 127 возможных, поскольку в остальных каналах излучение галактики в линии не фиксировалось.
Наблюдения и обработка данных
Помимо наблюдений в линии На со сканирующим интерферометром Фабри-Перо на 6-метровом телескопе САО РАН и наблюдений в линии 21 см на радиотелескопе VLA (см. главу 2), в работе по изучению структуры и кинематики остатка сверхновой S8 в галактике ІС1613 использовались новые спектральные наблюдения S8. Они проводились 3 декабря 2001 года с помощью панорамного мультизрачкового волоконного спектрографа MPFS, установленного в главном фокусе шестиметрового телескопа САО РАН. Описание спектрографа приведено на web-странице: http://www.sao.ru/hq/lsfvo/devices/mpfs/mpfs_raain.litml.
Наблюдения, которые использовались в работе [23], были получены в период 9-11 октября 1996 года на спектрографе MPFS старого образца (http: //www. sao. ru/hq/lsf vo/devices/mpf s/MPFS_Vl/MPFS_Vl.html). Характеристики двух спектрографов приводятся в таблице 1. В последней строке таблицы приводятся также качество изображения при наблюдениях 1996 и 2001 годов. Обработка наблюдений с новым MPFS проводилась автором с помощью разработанного в лаборатории СВФО САО РАН матобеспечения в среде IDL. Первичная редукция включала в себя вычитание кадра смещения, учет плоского поля, удаление следов космических частиц, выделение из ПЗС-изображений индивидуальных спектров и их приведение к шкале длин волн с использованием спектра калибровочной лампы с He-Ne-Ar наполнением. Из линеаризованных спектров вычитался спектр ночного неба. Затем наблюдаемые потоки переводились в абсолютную шкалу энергий, для чего использовались спектрофотометрические стандарты, которые снимались на том же зенитном расстоянии, что и 1С 1613. При вычислении наблюдаемых скоростей учитывалась поправка, связанная с движением Земли.
Построенные по наблюдениям с новым MPFS карты распределения яркости остатка сверхновой в линиях Неї (5876 А), [01] (6300 А), [01] (6364 А), На, [Nil] (6583 A), [SII] (6717+6731 А), Неї (7065 A), Fe II (7155 А) имеют сходную структуру и согласуются с результатами работы [23].
На рисунках 12,13 представлены поля скоростей, построенные по максимуму контура каждой из этих спектральных линий по данным MPFS, совмещенные с распределением яркости остатка в линии На.
В работе [23] при аппроксимации линии На набором гауссиан авторы выделили три компонента - главный; синий, отличающийся по скорости от главного на (-150 -ь - 423 км/с); и красный, отличающийся по скорости от главного на (145 -г 295 км/с). В поле скоростей остатка S8 в главной компоненте линии ионизованного водорода На ими был обнаружен градиент, в котором значения скоростей менялись от -340 км/с на западе до -290 км/с на востоке (рисунок 6 в работе [23]).
Задачей автора в настоящей работе была обработка наблюдений остатка сверхновой с лучшим, чем в работе [23], угловым разрешением и качеством изображения. При обработке наблюдательных данных, полученных с помощью нового MPFS, оптимальная аппроксимация линии На получена при ее разложении на две яркие компоненты - красную, со скоростью порядка -240 км/с, и синюю, отличающуюся по скорости от красной в пределах до -70 км/с. Примеры разложения профиля линии в разных точках туманности по наблюдениям с MPFS показаны на рисунке 14.
Наблюдения со сканирующим ИФП также свидетельствуют о наличии двух ярких компонент линии, красной и синей, практически с теми же скоростями, что и по данным с MPFS. Красная показывает скорость порядка -240 км/с, а синяя отличается по скорости от красной в пределах до -100 км/с. Рисунок 15 демонстрирует примеры разложения профиля линии по наблюдениям с ИФП.
В обеих сериях наблюдений интенсивности двух компонент сопоставимы, различаются не более чем на 50%. При этом мы не закрываем выявленные в работе (I) слабые компоненты в крыльях линии. На уровне 10-20% от максимума излучение туманности регистрируется в диапазоне скоростей от -450 км/с до -150 км/с на наблюдениям с ИФП и в диапазоне скоростей от -500 км/с до -100 км/с на наблюдениям с MPFS.
Средняя скорость "несмещенной" компоненты излучения ионизованного газа в окрестности остатка по результатам наблюдений с ИФП составляет -240 -г -256 км/с, что согласуется с прежними наблюдениями Лозинской и др. (1998) и Розадо и др. (2001). По результатам разложения линии На вторая, красная компонента, показывает подобные скорости и потому представляет собой невозмущенный газ в окрестности остатка. Но поскольку эта компонента внутри остатка имеет большую интенсивность, чем "несмещенная" компонента излучения ионизованного газа за пределами остатка, то мы предполагаем, что она включает в себя и излучение удаляющейся стороны оболочки.
Результаты детального исследования кинематики НІ в галактике по наблюдениям в линии 21 см на VLA представлены в главе 1 настоящей диссертации. На рисунке 18 представлено изображение протяженной области галактики в радиолинии 21 см по наблюдениям на VLA, совмещенное с изофотами На - яркости, остаток отмечен стрелкой. Карта распределения яркости HI построена путем интегрирования излучения по архивным данным VLA по 40 спектральным каналам из 127 возможных, поскольку в остальных каналах излучение галактики в линии 21 см не фиксировалось (в диапазоне скоростей от -279 км/с до - 178 км/с). Монохроматическое изображение в линии Но; построено путем интегрирования потока в этой эмиссионной линии в спектрах, полученных с ИФП.
Найденная нами средняя скорость НІ в области комплекса звездообразования, определяемая по излучению "неускоренного" газа, которое регистрируется на всех разрезах составляет Vна — — 230±5 км/с и хорошо согласуется с оценкой Лэйка и Скилмана (1989) для этой части галактики по наблюдениям с низким угловым разрешением.
Как следует из рисунка 5, остаток сверхновой расположен на внешней границе наиболее плотного слоя нейтрального водорода в галактике, ограничивающего на юге оболочку II по номинации работы Лозинская и др., 2003. К яркой оболочке II на юге примыкает еще одна более слабая нейтральная оболочка, на внутренней границе которой расположен остаток сверхновой. Построенные P/V диаграммы обнаруживают признаки расширения этой нейтральной оболочки, см. разрез 1 (область 33 - 63 угл.сек.), разрез 2 (область 90 - 130 угл.сек.) и разрез 3 (область 60 - 77 угл.сек.)
Одна из этих диаграмм уже упоминалась Лозинской и др. (2003) как подтверждения предложенной модели. Остаток расположен на внутренней границе этой оболочки, его локализация на разрезах, представленых на рисунке 5, показана стрелкой. Скорость расширения вещества в стенке оболочки HI в области остатка составляет не менее 10 км/с.
Интерферометрические наблюдения в линии На на 6-метровом телескопе САО РАН
Интерферометрическне наблюдения галактики 1С 10 были проведены 8/9.ІХ.2005 в первичном фок се 6-метрового телескопа с использованием уко- рачивающей фокус системы (фокального редуктора) SCORPIO, при этом эквивалентная светосила системы составляла F/2.6. Описание SCORPIO представлено в работе Афанасьева и Моисеева (2005) и в Интернете: http://www.sao.ru/hq/lsfvo/devices.htrnl. Возможности SCOPRIO в ин-терферометрических наблюдениях описаны также Моисеевым (2002).
Использовался сканирующий интерферометр Фабри-Перо (ИФП), работающий в 501 порядке на длине волны линии На. При этом расстояние между соседними порядками интерференции ДА = 13А соответствовало свободной от перекрытия порядков области, равной в шкале лучевых скоростей 600 км/с. Ширина инструментального контура (FWHM) составляла около 0.8А или 35км/с. Предварительная монохроматизация осуществлялась с помощью интерференционного фильтра с FWHM = 13А, центрированного на линию На. В качестве приемника излучения использовалась ПЗС-матрица EEV 42-40 размером 2048 х 2048 пикселей. Наблюдения проводились с аппаратным биннингом 2x2 пикселя с целью уменьшения времени считывания. В каждом спектральном канале получались изображения размером 1024 х 1024 пикселей, при масштабе 0.35"/шгксель, полное поле зрения составляло 6.1 .
В процессе наблюдений было последовательно получено 36 интерферо-метрических изображений объекта, при различных расстояниях между пластинами ИФП, так что ширина спектрального канала соответствовала 5\ = 0.37 А или 17 км/с в области На. С целью корректного вычитания паразитных бликов от многочисленных эмиссионных областей галактики наблюдения проводились при двух различных ориентациях поля зрения прибора. Суммарная экспозиция составляла 10800 секунд, качество изображений (FWHM изображений звезд поля) менялось в пределах 0.8"-1.3".
Обработка наблюдений выполнялась с помощью программного обеспечения, работающего в среде IDL (Моисеев, 2002). После первичной редукции наблюдательные данные были представлены как "куб данных" размером 1024 х 1024 х 36 элемента; здесь каждому элементу изображения соответствует 36-и канальный спектр. Итоговое пространственное угловое разрешение (после сглаживания в процессе редукции данных) составило около 1.2". Формальная точность построения шкалы длин волн составляла около 3 — 5 км/с.
Кинематика нейтрального водорода в галактике по наблюдениям в линии 21 см в настоящей работе исследована по данным с VLA, которые были использованы в работе Вилкотса и Миллера [7]. Авторы любезно предоставили эти данные для повторного исследования.
Данные, использованные в настоящей работе, получены путем комбинации данных наблюдений VLA в конфигурациях В, С, D в период с 1993 по 1994 год. Ширина одного канала соответствовала по лучевой скорости 2.57 км/с. Данные прокалиброваны обычным методом и преобразованы в карты при помощи пакета AIPS.
В каждом спектральном канале получались изображения размером 1024х 1024 пикселей, при масштабе 1.5"/пиксель. Результаты обработки представлены в виде "куба данных" размером 1024 х 1024 х 66 элементов с угловым разрешением 4."7 х 5."0, что при расстоянии до галактики 790 кпк соответствует линейному разрешению 19 пк. Диапазон скоростей, который покрывают наблюдения в линии 21 см, составляет -419 км/с ... -252 км/с. На изображении окрестностей звезд Ml и М2 в линии Не хорошо видны характерные дугообразные структуры, которые могут быть "стенками" выметенных ветром этих звезд оболочек. Звезда М2 расположена внутри облака HI (граничит с оболочками 1 и 3 по работе [7]), звезда МІ - на краю этого облака. Расстояние от звезды М2 до возможной "стенки" оболочки меняется от 5 до 15 угл.сек. (20-60 пк). Расстояние от МІ до собственной "стенки" находится в пределах 5-10 угл.сек. (20-40 пк). Средняя скорость невозмущенного газа в этом месте галактики по нашим данным с ИФП составляет -320 км/с ± 10 км/с. Однако в непосредственной окрестности звезд Ml и М2 наблюдаются скорости, значительно отличающиеся от этого значения (см.рисунок 20). Разрез на этом рисунке последовательно проходит через звезды М2 и МІ. В небольшом видимом облаке ионизованного газа, которое находится на несколько секунд южнее и восточнее М2, PV-диаграмма (10 угл.сек.) показывает среднюю скорость -348 км/с. В непосредственной окрестности звезды М2 (18 угл.сек.) скорость ионизованного газа составляет -351 км/с. Между звездой и видимой "стенкой" (23-27 угл.сек.) оболочки скорость возрастает до -340 км/с, в области самой "стенки" (30 угл.сек.) падает до -355 км/с.
На расстоянии порядка пяти угловых секунд от этой "стенки" находится другая подобная структура, которая, вероятно, является частью выметенной звездой Ml оболочки. В области этой "стенки" скорость составляет порядка -340 км/с. Такая же скорость наблюдается и в окрестностях самой звезды Ml (42 угл.сек.). Через пять угловых секунд после звезд интенсивность газа падает, а его скорость составляет -345 км/с. Но уже через несколько угловых секунд происходит резкий скачок скорости до -315 км/с. И лишь в самом конце PV-диаграммы скорость вновь возрастает до -342 км/с.
Кинематика нейтрального газа этой области галактики показывает, что облако нейтрального газа, в котором находится звезда М2 и на границе которого расположена звезда МІ, на своем краю показывает скорость порядка -360 км/с (порядка 50 км/с относительно скорости нейтрального газа!).
Кинематика ионизованного газа в Синхротронной сверхоболочке
По наблюдениям со сканирующим ИФП в линии На мы провели исследования кинематики ионизованного водорода во всей области к юго-востоку от пылевого слоя. Учитывая сложную многооболочечную тонковолокнистую структуру области, наличие шести упомянутых выше источников звездного ветра и, возможно, нескольких вспышек сверхновых, мы провели предельно детальное исследование всего этого региона. Вдоль 45 разрезов, пересекающих Синхротронную сверхоболочку в разных направлениях, были построены диаграммы распределения лучевой скорости газа.
На рисунках 44-45 показана локализация 12 разрезов в направлении, параллельном пылевому слою и 11 разрезов в перпендикулярном направлении. Для удобства ориентации на каждом рисунке дана "разметка" разрезов в секундах дуги. Здесь же представлены некоторые из P/V-диаграмм, построенных для этих разрезов, которые позволяют выявить высокоскоростные движения в регионе.
Средняя скорость газа в рассматриваемой области галактики по результатам наших наблюдений с ИФП в линии На составляет около -300 —310 км/с; выявлен градиент лучевых скоростей в направлении с северо-востока на юго-запад до -320 - -330 км/с. Это согласуется с данными Туроу, Вилкотса (2005) (-315 - -320 км/с по наблюдениям в линии На) и данными Вилкотса, Миллера (1998) (-326 км/с по наблюдениям нейтрального водорода в линиии 21 см).
Классический так называемый "эллипс лучевых скоростей", (лучевые скорости передней и дальней сторон расширяющейся оболочки уменьшаются по абсолютной величине вдоль радиуса в картинной плоскости) наши P/V-диаграммы не обнаруживают. Это естественно объясняется неоднородностью Синхротронной сверхоболочки, которая фактически представлена отдельными сгустками и волокнами как в линии На, так и в линиях [SII], см. рисунки 42-43.
Как видим, все эти разрезы проходят через центральную часть сверхоболочки вблизи ярчайшего в галактике рентгеновского источника X-I — черной дыры в паре со звездой WR М17. Поскольку этот объект является очевидным источником кинетической энергии, влияющим на структуру и кинематику газа в Синхротронной сверхоболочке, в близких его окрестностях были сделаны дополнительно еще более 10 разрезов в большем масштабе. Локализация и соответствующие P/V-диаграммы нескольких из них показаны на рисунке 46.
Как следует из рисунка 46, звезда М17 расположена в локальной несферической каверне, вытянутой с севера на юг. Расстояние до внешних границ каверны составляет около 2" на севере, востоке и западе от звезды и достигает 5-6" на юго-востоке (8 пк и 19-23 пк соответственно). Именно в ярких стенках этой каверны наблюдаются наибольшие отклонения средней лучевой скорости от характерного в области сверхоболочки значения —300 км/с: около -360 - -380 км/с на разрезах №2k, J\4k и №бк. Средние скорости деталей, имеющих положительное смещение относительно упомянутой характерной скорости, достигают -280 - -250 км/с, см. разрезы №2к (позиция 14 угл.сек.), №3к (8 и 15 угл.сек.), №6к (20-22 угл.сек.), №7к (15 угл.сек.). Эти детали имеют вид перемычек на (Р/У)-диаграммах и соответствуют областям низкой яркости внутри каверны.
Подчеркнем, что упомянутые выше скорости определены по максимуму линии, т.е. характеризуют наиболее яркие сгустки и волокна. Скорость расширения сверхоболочки, определяемая отклонениями скорости максимума линии от среднего значения в яркой северной части туманности, составляет по нашей оценке около 50 - 80 км/с. Более слабые крылья на уровне около 20 - 30% максимальной интенсивности наблюдаются в области Синхротронной сверхоболочки в интервале скоростей от - 450 - -420 км/с до - 200 - -240 км/с.
Примером могут служить представленные на рисунке 47 профили линии На для разреза №9р (в области 66 угл.сек., 72 угл.сек., 73 угл.сек.), для разреза №5р (54 и 64 угл.сек.) и для разреза №7 (45 и 57 угл.сек.). Как видно на рисунке, часть этих профилей характеризуется двугорбой структурой.
Кинематика нейтрального водорода в галактике по наблюдениям в линини 21 см детально исследована в работе Вилкотса и Миллера (1998). Мы повторили анализ любезно предоставленного этими авторами "куба данных", чтобы получить результаты в форме, сопоставимой с нашими исследованиями кинематики ионизованного газа. Результаты нашей обработки полностью подтвердили данные указанной работы. На рисунке 48 показана локализация пяти разрезов, проходящих через Синхротронную сверхоболочку, для которых нами построены приведенные здесь же P/V-диаграммы для нейтрального газа. Как следует из рисунка, нейтральный водород в области синхротронного радиоисточника уверенно выявляет кинематические признаки расширения оболочки — классическую картину половины "эллипса скоростей" — соответствующей удаляющейся стороне оболочки. Подчеркнем, что оболо-чечная структура в распределении нейтрального водорода в области синхротронного радиоисточника не видна; мы говорим о расширяющейся оболочке только на основании кинематики газа. Средняя скорость расширения оболочки НІ равна 25 - 30 км/с. Масса нейтрального газа, вовлеченного в это расширение, достигает по оценке Вилкотса и Миллера (1998) М 7 105М (авторы отмечают, что это значение определяется с низкой точностью). Соответствующая кинетическая энергия составляет Е щ — 5 1051 эрг.
