АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 11, с. 898-906

УДК 524.52+524.54

КОРРЕЛЯЦИЯ МЕЖДУ РАСПРЕДЕЛЕНИЕМ ДИФФУЗНОГО

ИОНИЗОВАННОГО ГАЗА В ГАЛАКТИКЕ И ОБЛАСТЯМИ HII

Физический институт им. П. Н. Лебедева РАН,

Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ ФИАН, Пущино, Россия

Поступила в редакцию 19.04.2019 г.; после доработки 31.05.2019 г.; принята к публикации 31.05.2019 г.

Показано, что обнаруженная ранее в линии Hα пространственная корреляция между областями HII

и диффузным ионизованным газом подтверждается наблюдениями в радиодиапазоне. Получено, что

во внутренней части Галактики в направлении с координатами l = 30^◦, b = 0^◦ ионизующее излучение

от областей HII может распространяться на расстояния ≤240 пк, но при этом 75% ионизующего

.32)

ионизующее излучение областей HII способно ионизовать газ до расстояний ≤1300 пк, но при этом

66% излучения ионизует газ до расстояний ≤155 пк. С использованием связи между распределениями

областей HII и диффузного ионизованного газа получены параметры этого газа в направлении на

пульсар В1758-23: мера эмиссии 5800 ± 900 пк/см⁶, средняя электронная концентрация в облаках

5.42 см-3, протяженность области, занимаемой облаками, 200 пк, коэффициент заполнения для

электронов 0.06. Показано, что максимальный вклад в меру эмиссии, меру дисперсии и параметры

рассеяния пульсара В1758-23 дает область, расположенная на расстоянии ≈1.3 кпк от наблюдателя.

Определено расстояние до пульсара В1758-23, равное 3.5(+1, -0.3) кпк.

DOI: 10.1134/S0004629919110045

1. ВВЕДЕНИЕ

2. МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ ДАННЫХ

Около 20 лет назад была обнаружена высокая

Из каталога областей HII [11] были выбраны

пространственная корреляция между излучением

объекты, у которых измерены скорости V , опре-

в линии Hα областей HII и диффузного ионизо-

делены расстояния D и параметры возбуждения

ванного газа (ДИГ) как в других галактиках [1-

U. Сначала были определены значения угловых

6], так и в нашей Галактике [7]. Была выдвинута

расстояний ϕ и прицельных расстояний p каждой

гипотеза, что часть L_c-квантов (фотонов с длиной

области HII до луча зрения в данном направлении.

волны <912 ангстрем) из-за неоднородного рас-

Затем для каждой области HII были определены

пределения газа в областях HII уходит в межзвезд-

значения отношения

ное пространство [6-9]. Благодаря неоднородному

a = U/p².

распределению нейтрального водорода и наличию

в среде горячих коридоров и сверхоболочек с тем-

Параметр возбуждения U связан с количеством

пературой T ≈ 10⁶ K и электронной концентрацией

L_c-квантов N(L_c), излучаемых за 1 с звездой, об-

N_e ≈ 10-3 см-3 [10], эти фотоны уходят далеко

разующей эту область HII, соотношением [10]:

от места рождения и способны ионизовать газ на

больших расстояниях от источников ионизации [6-

N (L_c) ≈ 3.8 × 10⁴³[U/(пк см-2)]³ квантов /с, (1)

8].

где U = r_s(N_e)2/3 пк/см², а r_s и N_e — радиус зоны

Представляет интерес поиск аналогичной кор-

Стремгрена и электронная концентрация в ней со-

реляции по радиоданным. В этой работе мы иссле-

ответственно.

дуем связь между областями HII и ДИГ, используя

каталог областей HII [11] и данные наблюдений

Межзвездная среда очень неоднородна. Между

фона Галактики в линии H166α [12]. На основе

лучом зрения в данном направлении и областью HII

найденной корреляции определяются параметры

могут быть плотные облака нейтрального водорода

ДИГ в направлении пульсара В1758-23.

HI и пыли. Область HII может быть яркой и

близкой к лучу зрения в данном направлении, но

^*E-mail: pynz@prao.ru

плотные облака пыли или нейтрального водорода

898

КОРРЕЛЯЦИЯ МЕЖДУ РАСПРЕДЕЛЕНИЕМ ДИФФУЗНОГО ИОНИЗОВАННОГО ГАЗА

899

поглотят все L_c-кванты, выходящие из нее. Поэто-

радиусе 4^◦ от луча зрения в каталоге областей HII

му, чем дальше область HII от данного луча зрения,

[11] найдено 133 источника с известными рассто-

тем больше вероятность, что излучение, выходящее

яниями, скоростями и параметрами возбуждения.

из нее, будет поглощено по пути. В связи с этим при

Максимальное значение параметра a в этом на-

предположении, что среда, состоящая из нейтраль-

правлении равно 0.767 пк см-4. Третье по величине

ного водорода и пыли, статистически однородна,

значение параметра a = 0.263 пк см-4. Суммарный

стоит отдавать предпочтение ближайшим к лучу

параметр A = 2.423 пк см-4. После отбрасывания

зрения областям HII.

значений a < 0.001 пк см-4 осталось 60 областей

Для оценки влияния на ионизацию ДИГ обла-

HII с суммарным параметром A = 2.398 пк см-4.

стей HII, наблюдаемых в угловом радиусе ϕ от дан-

Таким образом, отбрасывание более половины об-

ного луча зрения, вычислялась сумма параметров a

ластей HII привело к уменьшению параметра A

всех областей HII на этом угловом расстоянии от

всего лишь на 1%.

луча зрения в данном направлении A =

^∑a_i. Для

В направлении, близком к антицентру Галактики

вычисления этого параметра в данном направлении

.32), в радиусе 50^◦ от луча зрения

брались только те области HII, вклад которых в па-

в данном направлении наблюдается 99 областей

раметр A составляет более 1% от вклада третьего

HII. Максимальное значение a = 0.00257 пк см-4.

по величине от максимального параметра a в этом

Суммарное значение A = 0.01587 пк см-4. Третье

направлении. Дело в том, что самое большое зна-

по величине значение a равно 0.000834 пк см-4.

чение параметра a в данном направлении бывает

После отбрасывания областей HII с a < 7 ×

иногда у слабой области HII, которая расположена

очень близко к лучу зрения. В этом случае значение

× 10-6 пк см-4 осталось 63 источника со значе-

нием A = 0.01575 пк см-4. Отбрасывание 36 об-

параметра a = U/p² велико из-за малого значения

прицельного расстояния p, а не из-за того, что

ластей HII привело к уменьшению параметра A на

область HII яркая. Отбрасывание областей HII с

0.76%.

очень малыми значениями параметра a позволяет

оценить, какие из них и на каком расстоянии от

3. СВЯЗЬ ТЕПЛОВОГО ФОНА ГАЛАКТИКИ

наблюдателя дают максимальный вклад в иониза-

С ОБЛАСТЯМИ HII

цию газа в данном направлении. Величина углового

интервала ϕ, в пределах которого рассматривались

Поиск связи между областями HII и ДИГ про-

области HII, зависит от направления в Галактике.

водится путем сравнения распределений областей

Чем больше областей HII в данном направлении

HII и антенной температуры фона T_A в линии

и чем они ярче, тем меньше угловой интервал.

H166α в координатах скорость — галактическая

Например, ϕ = 3^◦ вблизи галактической долготы

долгота (рис. 1). Так как T_A пропорциональна мере

30^◦, а в направлении антицентра Галактики ϕ =

эмиссии фона [13], такое сравнение оправдано.

= 50^◦. Критерий таков, чтобы вклад выброшенных

Данные измерений яркости фона в линии H166α

областей HII в суммарный параметр A =

^∑a_i для

получены для интервала галактических долгот 4^◦-

всех областей HII, попавших в этот интервал,

44.6^◦ и широты b = 0^◦ в работе [12] с разрешением

не превышал 3%. Для оценки величины углового

21^′. Имеется более поздний аналогичный обзор

расстояния, в пределах которого рассматривались

плоскости Галактики в рекомбинационных линиях

области HII, сначала выбирался заведомо большой

H166α, H167α и H168α [14-16], однако он прове-

интервал. Например, в направлениях внутренней

ден в более узком интервале долгот (l = 20^◦-44^◦).

Галактики (l = 4^◦-32^◦, b = 0^◦), где концентрация

Кроме того, в этих работах значения яркостной

областей HII велика, сначала выбирался угловой

температуры приводятся только в виде изофот,

интервал 10^◦. В пределах этого углового интервала

тогда как в работе [12] данные обзора даются и в

вычислялся параметр A =

^∑a_i. Затем величина

таблицах, что удобно для использования другими

интервала уменьшалась последовательно на 1^◦, и

авторами, поэтому мы использовали данные, при-

каждый раз вычислялся параметр А. Это про-

веденные в [12].

должалось до тех пор, пока значение A не до-

Данные об областях HII получены вблизи ча-

стигало ≈97% от значения этого параметра при

стот 5 и 8.6 ГГц и, как указано выше, собраны в

угловом расстоянии 10^◦. Для направлений вблизи

каталоге [11]. Данные о распределении антенной

антицентра Галактики начальный угловой интервал

температуры фона в линии H166α в координатах

равнялся 100^◦ и последовательно уменьшался на

скорость — галактическая долгота [12] в интервале

10^◦.

долгот 30^◦-36^◦ и b = 0^◦ приведены на рис. 1. Этот

Приведем примеры вычисления параметра A

рисунок является фрагментом рис. 2 из работы [12].

для двух направлений в Галактике. В направлении

На рис. 2-4 показаны распределения областей HII

с галактическими координатами l = 31^◦ и b = 0^◦ в

в координатах “скорость-расстояние” для долгот

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

900

ПЫНЗАРЬ

I, градусы

.03

.05

.04

.03

.05

.07

.15

.25

100

120

V, км/с

Рис. 1. Распределение антенной температуры фона в координатах “скорость-расстояние” для галактических долгот

l = 30^◦-36^◦ и b = 0^◦. Цифры около изофот обозначают антенную температуру фона в линии H166α в кельвинах.

D, кпк

100

120

V, км/с

Рис. 2. РаспределениеобластейHII в координатах“скорость-расстояние”в направлениигалактическойдолготыl = 31^◦

иb = 0^◦.Значенияпараметраa = U/p² обозначеныразличнымизначками:черточкисоответствуютзначениямпараметра

a > 0.1 пк см-4, крестики— a = 0.01-0.1 пк см-4, темные кружочки— a = 0.001-0.01 пк см-4.

31^◦, 33^◦ и 35^◦ соответственно. Как в [11], так и в

рис. 1 обозначают антенную температуру фона в

[12] скорости приведены к локальному стандарту

линии H166α в кельвинах.

покоя. Значения параметра a на рис. 2-4 обозна-

Из сопоставления рис. 1 с рис. 2-4 видно, что

чены различными значками. Черточки соответству-

большему скоплению областей HII на рис. 2-4

ют значениям параметра a > 0.1 пк см-4, крести-

соответствуют большие значения антенной темпе-

ки — a = 0.01-0.1 пк см-4, темные кружочки —

ратуры на рис. 1, а в направлениях, где областей

a = 0.001-0.01 пк см-4. Цифры около изофот на

HII нет, значения антенной температуры малы. Для

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

902

ПЫНЗАРЬ

Отношение значений антенной температуры более

На долготе 33^◦ интенсивность линии H166α

сильного максимума к более слабому ≈3.6.

наиболее велика (T_A = 0.07 К) в интервале ско-

ростей 80-110 км/с (рис. 1) и очень мала на

На рис. 2 видно, что в направлении этой долготы

скоростях 30-80 км/с (TA = 0.02-0.03 К). На

в интервале скоростей 80-110 км/с наблюдается

рис. 3 в направлении этой долготы на скоростях

большое скопление областей HII, среди которых

80-110 км/с видно, что количество областей HII

есть 7 источников, обозначенных черточками и

и значения a больше, чем на других скоростях.

крестиками. Сумма параметров a всех областей

Это обусловлено тем, что эти источники находятся

HII в радиусе ϕ от луча зрения в данном направле-

близко к лучу зрения (d = 6-25 пк) в данном

нии A =

^∑a_i в интервале скоростей 80-110 км/с

направлении (l = 33^◦, b = 0^◦), тогда как области

равна 1.89 пк см-4, тогда как в интервале ско-

HII, расположенные на скоростях 40-60 км/с, в

ростей 30-60 км/с, где количество областей HII

большинстве случаев расположены на расстояниях

меньше и они слабее, A = 0.53 пк см-4. Получено,

70-250 пк от луча зрения, поэтому значительная

что отношение значений A большего скопления

часть ионизующего излучения, выходящего из об-

областей HII к меньшему ≈3.6, что согласуется с

ластей HII, вероятно, поглощается нейтральным

отношением значений антенной температуры более

водородом и пылью и не достигает луча зрения.

сильного максимума к более слабому на рис. 1.

Интерес представляет скопление областей HII

В интервале скоростей 60-80 км/с, где в линии

на скоростях 35-65 км/с в направлениях долго-

H166α наблюдается минимум излучения, видны

ты 35^◦. Около половины из этих областей HII

лишь 2 слабые области HII.

расположены на расстояниях 9-12 кпк (рис. 4),

но они имеют малые значения параметра a (a =

Таким образом, из сравнения рис. 1 и 2 видно,

= 0.001-0.01 пк см-4). Другая половина областей

что существует корреляция между распределения-

HII в направлениях этой долготы расположена на

ми областей HII и антенной температуры в линии

расстоянии около 2 кпк. Значения параметра a,

H166α. Из этого следует, что по распределению

соответствующие этим областям HII, на порядок

областей HII можно в некоторых направлениях

больше, чем значения a для областей, расположен-

оценивать расстояния до областей, в направлени-

ных на расстояниях 9-12 кпк.

ях которых наблюдаются максимумы и минимумы

в излучении ДИГ. Например, на долготе 31^◦ в

Из рис. 1 видно, что на скоростях 35-65 км/с

плоскости Галактики в интервале скоростей 80-

антенная температура наибольшая на долготе 35^◦,

120 км/с, как указывалось выше, наблюдается

меньше на 36◦ и еще меньше на долготе 36◦.5.

максимум излучения в линии H166α (рис. 1). Из

Хотя значения параметра a у областей HII, рас-

положенных на расстоянии 2 кпк (рис. 4), в сред-

рис. 2 видно, что в этом направлении на тех же

нем больше, чем у областей HII, расположенных

скоростях наблюдаются две группы областей HII,

первая из которых расположена на расстояни-

на расстояниях 9-12 кпк, что видно по обилию

ях около 5.5 кпк со значением параметра A =

жирных черточек и крестиков у областей HII,

расположенных на расстояниях 2 кпк, они, по-

= 1.842 пк см-4, а вторая группа расположена на

видимому, дают незначительный вклад в излучение

расстояниях 7-9 кпк, суммарный параметр обла-

ДИГ в этом направлении. На это указывает и тот

стей HII которой равен A = 0.046 пк см-4. Из

факт, что у остатков сверхновых Kes 78 (G 32.8-

этого следует, что основной вклад в излучение ДИГ

0.1), Kes 79 (G 33.6+0.1) и W44 (G 34.7-0.4),

дает газ, расположенный на расстоянии 5.5 кпк. В

расположенных на расстояниях не ближе 3 кпк, не

этом же направлении в интервале скоростей 30-

наблюдаются завалы спектров на частоте 31 МГц

60 км/с наблюдаются также две группы областей

из-за поглощения излучения ионизованным газом

HII, одна из которых расположена на расстоянии

[17]. Возможно, в этом направлении много пыли, на

3-4 кпк, а вторая — на расстоянии 11-12 кпк

что указывает также и факт отсутствия оптических

(рис. 2). У первой группы A = 0.049 пк см-4, а у

областей HII [18,19].

второй — A = 0.477 пк см-4, откуда следует, что

Приведем несколько зависимостей, указываю-

основной вклад в максимум излучения ДИГ в линии

щих на наличие корреляции между областями HII

H166α в интервале скоростей 30-60 км/с (рис. 1)

и диффузным ионизованным газом галактического

дают области HII, расположенные на расстояниях

фона. На рис. 5 приведены зависимости от па-

11-12 кпк. Таким образом, используя наблюдения

раметра A значения антенной температуры фона

излучения ДИГ и наблюдения областей HII, можно

T_A в линии H166α (рис. 5а), интеграла по частоте

определять не только направления максимального

от антенной температуры фона P в линии H166α

излучения ДИГ, но и расстояния, на которых рас-

(рис. 5б) и угла рассеяния компактных внегалак-

положен газ, ответственный за это излучение.

тических источников θ на частоте 1 ГГц (рис. 5в).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

КОРРЕЛЯЦИЯ МЕЖДУ РАСПРЕДЕЛЕНИЕМ ДИФФУЗНОГО ИОНИЗОВАННОГО ГАЗА

903

(a)

100

0.01

0.1

100

(б)

0.01

0.1

1000

(в)

100

0.01

0.1

A, пк^-1 см^-2

Рис. 5. Значения антенной температуры фона TA в линии H166α (рис. 5а), интеграла по частоте P от антенной

температуры фона TA в линии H166α (рис. 5б) и угла рассеяния компактных внегалактических источников θ на частоте

1 ГГц (рис. 5в) в зависимости от параметра A. Данные о TA и P взяты из работы [12], а данные об углах рассеяния взяты из

работ [20] и [21] и приведены к частоте 1 ГГц пропорционально квадрату длины волны. Зависимости аппроксимированы

степенной функцией вида A^α. Показатель степени α = 0.68 ± 0.08 для зависимости, приведенной на рис. 5а, 0.75 ± 0.08

для зависимости на рис. 5б и 1.0 ± 0.12 для зависимости на рис. 5в.

Данные о T_A и P взяты из работы [12], а данные об

HII и нет источников с малыми значениями пара-

углах рассеяния взяты из работ [20 и ссылки там] и

метра a. Как указано выше, значения a, обозна-

[21] и приведены к частоте 1 ГГц пропорционально

ченные черточками, превышают 0.1 пк см-4. То,

квадрату длины волны. Зависимости, приведенные

что в направлении на пульсар В1758-23 располо-

на рис. 5, аппроксимировались степенной функ-

жены области HII с такими большими значениями

цией вида A^α. Показатель степени α = 0.68 ± 0.08

параметра a, свидетельствует о том, что в этом

для зависимости, приведенной на рис. 5а, α =

направлении электронная концентрация диффуз-

= 0.75 ± 0.08 для зависимости на рис. 5б и α =

ного ионизованного газа, как будет показано ниже,

= 1.0 ± 0.12 для зависимости на рис. 5в. Все вели-

достаточно велика. На рис. 6 видно также, что

чины, приведенные в зависимости от параметра A,

области HII с самыми большими значениями пара-

пропорциональны мере эмиссии [13, 20, 22], то есть

метра a расположены в узком интервале расстоя-

характеризуют поверхностную яркость фона. Как

ний. Пять областей HII, обозначенных черточками,

видно из рис. 5, эти величины хорошо коррелируют

и две, обозначенных крестиками, расположены на

с параметром A, что указывает на связь между

расстоянии 1.28 ± 0.09 кпк [11]. Эти области HII

распределениями областей HII и диффузного иони-

дают 80% вклада в параметр A, который, как

зованного газа.

указывалось выше, является суммой параметров a

всех областей HII в радиусе 3^◦ от луча зрения в

направлении на пульсар. Суммарный параметр A в

4. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ДИФФУЗНОГО

этом направлении равен 3.81 пк см-4, что является

ИОНИЗОВАННОГО ГАЗА

самым большим значением этого параметра в пер-

В НАПРАВЛЕНИИ НА ПУЛЬСАР В1758-23

вом квадранте Галактики.

На рис. 6 приведено распределение областей

Как было показано выше, самые большие зна-

HII в координатах “расстояние — скорость” в на-

чения параметра a имеют области HII, располо-

правлении на пульсар В1758-23. Из рисунка вид-

женные на расстоянии 1.28 кпк. С большой веро-

но, что в направлении на пульсар мало областей

ятностью можно полагать, что именно эти области

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

904

ПЫНЗАРЬ

D, кпк

-20

-10

V, км/с

Рис. 6. Распределение областей HII в направлении на

пульсар В1758-23 в координатах “скорость-расстояние”.

Обозначения те же, что на рис. 2.

HII ответственны за ионизацию нейтрального во-

дающего основной вклад в межзвездное рассеяние,

дорода в этом направлении. Используя значения

удобно использовать формулу для модели рассеи-

параметра a этих областей HII и их расстояния

вающей среды в виде тонкого экрана [24, 25]:

до луча зрения на пульсар В1758-23, было по-

τ = [θ²/(8cln2)][d(D - d)/D],

(2)

лучено, что в направлении на этот пульсар 97%

где D — расстояние от наблюдателя до пульсара,

ионизующего излучения областей HII приходит с

d —расстояние от наблюдателя до рассеивающего

расстояний ≤18 пк от луча зрения на пульсар, а

слоя, а θ — угол рассеяния (ширина диска рассе-

87% — с расстояний ≤9 пк.

яния по уровню 0.5) компактного источника плос-

Поскольку области HII, расположенные на рас-

ких волн, например, внегалактического источника,

стоянии 1.28 кпк от наблюдателя, дают, как ука-

излучение от которого просвечивает тот же слой

зано выше, 80% вклада в суммарный параметр A,

среды, что и источник сферических волн (в данном

можно считать, что диффузный ионизованный газ

случае пульсар). Из формулы (2) видно, что уши-

сосредоточен в тонком слое. О том, что слой тон-

рение импульсов пульсаров зависит от величины

кий, свидетельствует тот факт, что толщина слоя,

множителя d(D - d)/D. Этот множитель близок

в котором сосредоточены области HII, гораздо

к нулю для слоя вблизи пульсара (D - d ≈ 0), а

меньше расстояния до слоя (рис. 6). Кроме того, на

также вблизи наблюдателя d ≈ 0, и достигает мак-

малую толщину эффективного слоя ионизованного

симума, когда рассеивающая среда расположена

газа указывает и тот факт, что, как уже отмечено

на середине расстояния между наблюдателем и

выше, 87% ионизующего излучения от областей

пульсаром (d = D/2). Подчеркнем, что эта фор-

HII приходит с расстояний ≤9 пк.

мула связывает временное уширение импульсов

Чтобы показать, что эффективный слой диф-

пульсара с углом рассеяния внегалактического ис-

фузного ионизованного газа в направлении на

точника (источника плоских волн), излучение от

пульсар В1758-23 расположен именно на расстоя-

которых проходит через одни и те же слои рассеи-

нии около 1.3 кпк, было решено определить рассто-

вающей среды. В качестве источника плоских волн

яние до пульсара, используя уширение импульсов

был взят компактный внегалактический источник

пульсара из-за межзвездного рассеяния τ, а затем

J1801-231, расположенный на угловом расстоянии

сравнить это расстояние с расстоянием, оцененным

1′.6 от пульсара в предположении, что параметры

в работе [23] по измерениям поглощения излучения

диффузного ионизованного газа в направлениях

пульсара в линии нейтрального водорода 21 см.

на оба источника одинаковы. Это оправдано тем,

Для установления связи между уширением им-

что эффективный слой рассеивающей среды рас-

пульсов пульсара τ, расстоянием до него и до слоя,

положен между наблюдателем и пульсаром, а на

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

КОРРЕЛЯЦИЯ МЕЖДУ РАСПРЕДЕЛЕНИЕМ ДИФФУЗНОГО ИОНИЗОВАННОГО ГАЗА

905

расстояниях, превышающих расстояние до слоя

L_e = DM²/EM,(5)

(5)

d ≈ 1.3 кпк ионизованная среда оказывает незна-

чительное влияние на рассеяние внегалактического

(6)

Fe = 〈Ne〉/Ne,

источника, что видно по отсутствию областей HII с

большими значениями параметра a на расстояниях

где 〈N_e〉 = DM/D — среднее значение электрон-

больше 1.3 кпк (рис. 6).

ной концентрации на луче зрения к пульсару, рас-

положенному на расстоянии D от наблюдателя.

Значение уширений импульсов пульсара В1758-

23 взято из работы [26], а угол рассеяния внегалак-

Мера эмиссии фона в направлении на пульсар

тического источника J1801-231 — из работы [27].

В1758-23 равна 5800 ± 900 пк/см⁶. Мера эмиссии

В указанных работах приведены измерения этих

оценена по методике и по данным, приведенным

параметров на разных чаcтотах. По зависимости

в работе [20]. Мера дисперсии пульсара, равная

этих параметров от частоты были определены их

1073.9 пк/см³, взята из каталога пульсаров [33].

значения на частоте 1 ГГц: τ = 0.32 ± 0.02 с, θ =

Было получено, что в направлении на пульсар

= 0.95 ± 0.06 секунд дуги.

В1758-23 N_e = 5.42 см-3, L_e = 200 пк, 〈N_e〉 =

Для определения расстояния до пульсара

= 0.31 см-3 и F_e = 0.057.

В1758-23 формула (2) была переписана в виде:

D = (0.436θ²d²)/(0.436θ²d - τ) кпк.

(3)

5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Используя вышеприведенные значения τ и θ, а

также расстояние до эффективного слоя диффуз-

В литературе широко обсуждается вопрос, как

ного ионизованного газа d = 1.28 ± 0.09 кпк [11],

далеко в межзвездной среде распространяется из-

по формуле (3) мы получили оценку расстояния до

лучение от источников ионизации [8 и ссылки там].

пульсара В1758-23, равную 3.5 кпк. С учетом оши-

Мы попытались оценить эти расстояния для на-

бок параметров τ, θ и d, входящих в эту формулу,

правлений с галактическими координатами l = 30^◦,

расстояние D находится в пределах ≈3.2-4.5 кпк.

.32, используя значения

Это значение согласуется со значением D = 4 ±

параметра a областей HII и расстояния до луча

± 1 кпк, полученным в работе [23] по измерениям

зрения в этих направлениях. Было получено, что во

поглощения излучения этого пульсара в линии ней-

внутренней части Галактики (l = 30^◦, b = 0^◦) в ра-

трального водорода 21 см. Совпадение расстояний

диусе 3^◦ от этого направления ионизующее излуче-

до пульсара В1758-23, полученных двумя неза-

ние >1% от максимальных значений в этих направ-

висимыми методами, свидетельствует, что метод,

лениях приходит со средних расстояний ≤240 пк,

описанный в данной работе, является надежным.

причем 75% этого излучения приходит со средних

Надежной оказывается и оценка расстояния до

расстояний ≤7 пк. В антицентре Галактики (l =

эффективного слоя ионизованной среды, которая

.32) в радиусе 50^◦ от луча зрения

получена нами путем сравнения распределений об-

в этом направлении >1% от максимального зна-

ластей HII и диффузного ионизованного газа. Все

чения излучение приходит со средних расстояний

это указывает на то, что существует высокая сте-

≤1300 пк, причем 93% приходит с расстояний

пень корреляции между распределениями областей

≤245 пк, а 66% — с расстояний ≤155 пк.

HII и диффузного ионизованного газа в Галактике.

Наличие корреляции между распределениями

Оценим некоторые параметры диффузного

областей HII и диффузным ионизованным газом

ионизованного газа, ответственного за меру дис-

в Галактике открывает большие возможности для

персии и уширение импульсов пульсара В1758-

уточнения модели распределения электронной кон-

23. Известно, что диффузный ионизованный газ

центрации в Галактике [34]. Зная распределение

в Галактике имеет облачную структуру [28-31].

диффузного ионизованного газа, можно в некото-

По значениям меры эмиссии EM и меры дис-

рых случаях определять расстояния до пульсаров

персии DM можно оценить значения локальной

и остатков сверхновых с завалами спектров на

(средней в облаках) электронной концентрации N_e,

низких частотах, если для них это пока невозможно

суммарного пути в облаках на луче зрения L_e и

сделать традиционными методами.

коэффициента заполнения F_e. Величина L_e явля-

ется эффективной толщиной среды, заполненной

Знание распределения диффузного ионизован-

облаками ионизованного газа, а F_e показывает,

ного газа позволит объяснить, почему в некоторых

какую часть объема среды на луче зрения к

направлениях в Галактике при умеренных значени-

пульсару занимают облака этого газа. Значения

ях меры дисперсии некоторых пульсаров они имеют

этих величин вычисляются по формулам [32]:

достаточно большие значения уширений импуль-

сов, и наоборот, при больших мерах дисперсии

N_e = EM/DM,

(4)

уширение импульсов незначительно.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

906

ПЫНЗАРЬ

6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

N. A. Kassim, K. W. Weiler, W. C. Erickson, and

T. L. Wilson, Astrophys. J. 338, 152 (1989).

1. Обнаруженная ранее в оптическом диапазоне

10.

С. А. Каплан, С. Б. Пикельнер Физика межзвезд-

корреляция между областями HII и ДИГ подтвер-

ной среды (М.: Наука, 1979).

ждена наблюдениями в радиодиапазоне.

11.

L. G. Hou and J. L. Han, Astron. and Astrophys. 569,

2. На основе корреляции между областями HII

125 (2014).

и ДИГ предложен метод исследования параметров

12.

F. J. Lockman, Astrophys. J. 209, 429 (1976).

ДИГ.

13.

F. J. Lockman, D. J. Pisano, and G. J. Howard,

3. Определены параметры ДИГ в направлении

Astrophys. J. 472, 173 (1996).

на пульсар В1758-23 и расстояние до него, равное

14.

M. I. R. Alves, R. D. Davies, C. Dickinson,

3.5(+1, -0.3) кпк.

R. J. Davis, R. R. Auld, M. Calabretta, and

L. Staveley-Smith, Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

4. Показано, что расстояния, до которых мо-

405, 1654 (2010).

жет распространяться ионизующее излучение от

15.

M. I. R. Alves, R. D. Davies, C. Dickinson,

источников ионизации, зависит концентрации га-

M.Calabretta, R.Davis, and L.Staveley-Smith,

за. Во внутренней части Галактики (например, в

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 422, 2429 (2012).

направлении с l = 30^◦, b = 0^◦) L_c-кванты могут

16.

M. I. R. Alves, M. Calabretta, R. D. Davies,

ионизовать газ в радиусе 3^◦ от луча зрения до

C. Dickinson, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

средних расстояний ≤240 пк, причем 75% этого из-

450, 2025 (2015).

лучения ионизует газ до средних расстояний ≤7 пк.

17.

N. E. Kassim, Astrophys. J. 347, 915 (1989).

В направлениях на антицентр Галактики (напри-

18.

S. Sharpless, Astrophys. J. Supp. Ser. 4, 257 (1959).

.32) в радиусе 50^◦ ионизующее

19.

B. T. Lynds, Astrophys. J. Supp. Ser. 12, 163 (1965).

излучение достигает средних расстояний ≤1300 пк,

20.

А. В. Пынзарь, Астрон. журн. 87, 430 (2010).

причем 93% достигает расстояний ≤245 пк, а

21.

A. B. Pushkarev and Y. Y. Kovalev, Monthly Not. Roy.

66% — расстояний ≤155 пк.

Astron. Soc. 452, 4274 (2015).

22.

A. L. Fey, S. R. Spangler, and J. M. Cordes,

Astrophys. J. 372, 132 (1991).

БЛАГОДАРНОСТИ

23.

J. P. W. Verbiest, J. M. Weisberg, A. A. Chael,

Автор благодарит Р. Д. Дагкесаманского и ре-

K. J. Lee, and D. R. Lorimer, Astrophys. J. 755, 39

цензента за ценные замечания, Т. В. Смирнову и

(2012).

В. А. Извекову за полезные дискуссии.

24.

K. M. Desai, C. R. Gwinn, J. Reynolds, E. A. King, et

al., Astrophys. J. 393, L75 (1992).

25.

А. В. Пынзарь, Астрон. журн. 94, 411 (2017).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

26.

W. Lewandowski, M. Kowalinska, and J. Kijak,

1. R. A. M. Walterbos and R. Braun, Astrophys. J. 431,

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 449, 1570 (2015).

156 (1994).

27.

M. J. Claussen, W. M. Goss, K. M. Desai, and

2. A. M. Ferguson, R. F. G. Wyse, J. S. Galagher, and

C. J. Brogan, Astrophys. J. 580, 909 (2002).

D. A. Hunter, Astron. J. 111, 2265 (996).

28.

J. M. Cordes, J. M. Weisberg, and V. Boriakoff,

3. С. G. Hoopes, R. A. M. Walterbos, and

Astrophys. J. 288, 221 (1985).

B. E. Greenawalt, Astron. J. 112, 1429 (1996).

29.

А. В. Пынзарь, Астрон. журн. 70, 480 (1993).

4. С. G. Hoopes, R. A. M. Walterbos, and R. J. Rand,

30.

А. В. Пынзарь, В. И. Шишов, Астрон. журн. 74, 663

Astrophys. J. 522, 669 (1999).

(1997).

5. A. E. Zurita, M. Rozas, and J. E. Beckman, Astron.

31.

А. В. Пынзарь, В. И. Шишов, Астрон. журн. 76, 504

and Astrophys. 363, 9 (2000).

(1999).

6. A. E. Zurita, J. E. Beckman, M. Rozas, and S. Ryder,

32.

R. J. Reynolds, Astrophys. J. 216, 433 (1977).

Astron. and Astrophys. 386, 801 (2002).

33.

R. N. Manchester, G. J. Hobbs, A. Teoh, and

7. R. J. Reynolds, N. C. Sterling, and L. M. Haffner,

M. Hobbs, Astron. J. 129, 1993 (2005).

Astrophys. J. 558, L101 (2001).

34.

J. M. Yao, R. N. Manchester, and N. Wang,

8. L. M. Haffner, R.-J. Dettmar, J. E. Becman, K. Wood,

et al., Rev. Mod. Phys. 81, 969 (2009).

Astrophys. J. 835, 29 (2017).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019