Модель остатка сверхновой петли I.

Критика гипотезы.

Со времени выдвижения предложения Брауном и соавт. (1960) модели SNR для петли I, в частности, и петли Галактики в целом, она подвергалась значительной критике и модификации. Было предложено несколько вариантов основной темы с разной степенью успеха в сопоставлении с наблюдательными данными. Мы начнем настоящее рассмотрение гипотезы SNR с обобщенного рассмотрения полученной критики и некоторых ответов на эти вопросы, представленных ее сторонниками.

К числу наиболее мощных критических замечаний, которые должны быть предложены модели SNR, относятся следующие:

· Сиквист (1968) указал на очевидную трудность с гипотезой SNR, когда он отметил, что раннее поверхностное отношение (прим: связь) диаметра линейной яркости (СИГМА-D) (WTF!) Поведа и Вольтьера (1968) подразумевает расстояние до касательной точки Loop I, которое значительно меньше, чем 100 ± 20pc, полученное оптической поляризацией Бингхэмом (Bingham, 1967). Berkhuijsen et al. (1971) выразили оговорки, заключающиеся в экстраполяции отношения для работы с объектом, который значительно слабее любого SNR, используемого для получения формулы. Тем не менее Berkhuijsen (1973) переадресовывал проблему и показал, используя наиболее правдоподобные оценки расстояний до четырех основных контуров, что эти петли достаточно хорошо подошли к экстраполяции тогдашнего отношения СИГМА-D Иловайского и Леё (1972) ). Ее наилучшая оценка расстояния до центра петли I составляла 130 ± 75 пк, что дало радиус оболочки 115 ± 68 пк, а расстояние до касательной точки 70 - 40 пк. Caswell & Lerche (1979) недавно пересмотрели соотношение 2 - D. Их пересмотренное отношение дает вероятное расстояние до центра Loop I 80pc, совместимое с оценкой Беркхайзена, но подразумевающее более близкое расстояние до касательной точки, чем получено Bingham. Заметим, однако, что как Спольстра (1972), так и Сеймур (1969) склонны предлагать более близкие расстояния, чем Бингем. Следует также помнить, что любое отношение 2-D получается эмпирически, и предсказания для любого конкретного SNR могут быть значительно ошибочными.

· Предложение о том, что галактические петли могут находиться вблизи SNR, всегда вызывало озабоченность тем, что предполагаемая плотность этих остатков может быть статистически маловероятной (Large и др., 1962; Bingham 1967). Эта проблема была особенно острой, когда считалось, что петли могут находиться на аналогичной эволюционной стадии с Cygnus Loop (например, Davies 1964). Berkhuijsen et al. (1971) рассмотрела эту трудность и пришла к выводу, что если бы петли были нормальными ОСШ, то вероятность найти такое количество вблизи Солнца была бы приемлемой, если бы они представляли собой старые, низкоскоростные SNR с типичными диаметрами ^ 130 пк, возрастом ^ 7 • 105 лет и с расстояниями между их центрами и солнцем zz 90pc. Caswell & Lerche (1979) пришли к выводу, что для расстояний, полученных от их отношения СИГМА - D, плотность петлей приемлема, если их несколько сотен тысяч лет. Эпохи этого порядка предлагаются для петель по их эмпирическому соотношению SNR 2 - t.

· Бингем (1967) вычислил, что в радиусе 150 пк ожидается, что the Cygnus Loop будет иметь скорость расширения 0,5 км / сек, а ее оболочка будет расширяться с сохранением линейного импульса. Рентгеновские наблюдения the Cygnus Loop предполагают, однако, что SNR в настоящее время находится в адиабатической фазе его расширения, и прямое применение сохранения импульса может дать грубую недооценку скорости, ожидаемой на данном радиусе. Кроме того, значение плотности локальной межзвездной среды является критическим параметром в эволюции SNR, а значения вблизи the Cygnus Loop и Loop I могут быть очень разными (Inoue et al., 1980). Попытки подогнать наблюдаемые параметры Loop I к моделям остаточного расширения описаны в разделе 8.2 .

· Bingham (1967), как и Rougoor (1966), отметил на основе имевшихся тогда свидетельств, что петли I-III, по-видимому, имеют особые отношения с плоскостью Галактики. Сегменты их максимальной яркости расположены в более низких широтах, и они, казалось, приближаются к плоскости примерно под прямым углом, но не пересекают ее. Беркхайзен и др. (Berkhuijsen et al., 1971) утверждают, что следовал за высокоширотным концом Петли III поперек плоскости, как позднее подтвердил Милоградов-Турин (1972). Кроме того, если верно, предположение Беркхайзен и др. о том, что Петля IV может быть похожа на первые три петли, обеспечивает объект, полностью содержащийся к северу от b = 25 °, причем его самый яркий сегмент параллелен плоскости. Как подробно описано выше, Sofue & Reich (1979) продемонстрировали, что NPS приближается к плоскости не под прямым углом, а по ее прогнозируемой траектории малого круга. Предложения о том, что петлю I можно проследить на южных широтах в HI и рентгеновском излучении, также противоречили бы какой-либо особой связи с плоскостью.

· Многие авторы считают, что крайняя слабость оптического излучения, связанного с NPS (раздел 4.1), вызывает сомнение в отношении происхождения SNR. Объяснение этой слабости непонятно, хотя SNR может быть расширен в среде с очень низкой плотностью. Многие расчеты возраста предполагают, что петля I, если SNR, старше, чем большинство известных SNR, и наличие HI NPS, обширного холодного компонента, может означать, что его основная радиационная фаза уже прошла.

· Беркхойсен (1973) предложила диаметр для радиоконтинуума Loop I 230 ± 135pc. Если галактические петли действительно являются объектами таких размеров, почему не наблюдаются другие, более отдаленные SNR одинакового диаметра? Действительно, имеется дефицит признанных оболочек радио континуума с такими размерами. (…)

· Многие авторы были обеспокоены крайней кругообразностью галактических петель. Если петли - остатки сверхновых с радиусом zz lOOpc, то это близко к высоте шкалы газового слоя, и можно ожидать, что уменьшение плотности газа при высоких z может привести к искажению сферической симметрии оболочки при ее расширении. Проблема несколько упрощена для петли I, поскольку большой угловой диаметр подразумевает, что касательные точки на оболочке ограничивают торцевую крышку, а не лежат на плоскости, проходящей через центр. Тем не менее, это, безусловно, серьезная проблема, которая требует рассмотрения сторонниками гипотезы SNR.

Одно из возможных решений было предложено Шевалье и Гарднером (Chevalier & Gardner, 1974). Они сделали численные модели вспышек SNR вблизи плоскости, принимая во внимание градиент плотности газового слоя. Эти авторы заключают, что для остатка радиуса sslOOpc вполне вероятна сферическая форма для внешней части оболочки, но точка вспышки больше не будет отмечать центр оболочки.

· Sofue et at. (1974) подчеркивают, что во многих точках на NPS не наблюдается резкого увеличения доли оптической поляризации с расстоянием. Как подробно описано в разделе 4.2, Spoelstra также нашел это, хотя он и отметил более высокую поляризацию в направлении NPS, чем в любом другом направлении выше b≈60°. Ясно, что ситуация требует дальнейшего изучения, тем более что исследования, описанные в разделе 9, предполагают, что пылевые зерна, по крайней мере, в части оболочки Петли I, возможно, были в значительной степени разрушены.

· Sofue et al. (1974) также подчеркивают, что, если Loop I является старым низкоскоростным SNR, он не должен быть способен нагревать газ после своего удара до температуры 3 × 106 К, выведенной для XNPS. Следует отметить, что рентгеновское излучение исходит из внутреннего объема гипотетической оболочки, и, возможно, что это остаточный горячий газ из более ранней фазы расширения. Borken & Iwan (1977) впервые предложили альтернативную гипотезу о том, что задняя часть раковины подвергается активному нагреву до высокой температуры. Эта идея будет более подробно описана в разделе 8.3.

· Ранняя проблема теории SNR заключалась в том, как объяснить хребты радио континуума, связанные с петлёй I (раздел 2.1). Наиболее распространенным объяснением по-прежнему является то, что предложил Large et al. (1966), что гребни представляют собой рифление сферической оболочки, дающее увеличенную глубину в оболочке для определенных линий зрения.

· Наличие HI в оболочке SNR и его геометрия относительно радиоконтинуума является наблюдательным фактом, требующим объяснения. Если SNR находился в адиабатической фазе, то образование толстой HI оболочки не ожидается. Однако представляет интерес то, что Гилованелли и Хейнс (1979) нашли плотную оболочку HI, связанную с IC443, SNR обычно считающуюся находящейся в адиабатической фазе. HI в этом объекте, по-видимому, антикоррелирует с сильным радиоизлучением континуума, хотя с точки зрения положения вокруг оболочки, а не радиально. Ожидается, что на более поздних этапах эволюции SNR образуется толстая холодная нейтральная оболочка (Chevalier 1974), и это могло бы показаться наиболее вероятной эволюционной фазой для Loop I. Существование многих больших оболочек HI было недавно продемонстрировано Heiles (1979) ) И Ху (1981). Радиальное смещение RCNPS и HI NPS является пунктом, который явно требует объяснения и, как описано в разделе 8.3, эта проблема недавно была решена Heiles и др. (1980 год).