ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 1, с. 24-34

РЕКОМБИНАЦИОННЫЕ РАДИОЛИНИИ В ОРИОНЕ А НА 8 И 13 мм:

ИОНИЗАЦИОННАЯ СТРУКТУРА И ЭФФЕКТИВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА

ЗВЕЗДЫ θ¹С Ori, ЭЛЕКТРОННАЯ ТЕМПЕРАТУРА ИОНИЗОВАННОГО

ГАЗА И ТУРБУЛЕНТНОСТЬ

¹Физический институт им. П. Н. Лебедева,

Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ, Москва, Россия

²Физический институт им. П. Н. Лебедева, Астрокосмический центр, Москва, Россия

Поступила в редакцию 19.02.2018 г.; после доработки 10.07.2018 г.; принята к публикации 04.09.2018 г.

На радиотелескопе РТ22 (Пущино) на волнах 8 и 13 мм были проведены наблюдения рекомби-

национных радиолиний (РРЛ) водорода, гелия (Н, Не) и углерода (С) в нескольких позициях HII

области Орион А. Получены сведения об ионизационной структуре HII области. Поведение величины

y⁺ = n(Не⁺)/n(H⁺) по туманности и модельные расчеты указывают, что эффективная температура

(T_eff ) звезды θ¹ С Ori находится в интервале 35 000-37 500 К, соответствуя спектральному классу

≈O6.5V, что важно для калибровки горячих О-В звезд. Измерены электронные температуры (T_e)

этой HII области с учетом отклонения от локального термодинамического равновесия (LTE), получено

их распределение по туманности до расстояний в 300 угл. сек от центра. Полученные температуры

находятся в интервале 6600-8400 К, строго уменьшаясь в направлении на “восток” с расстоянием от

центра, имеют также тенденцию снижения к периферии в направлениях на “юг” и “запад”. Получены

данные о турбулентных скоростях (V_t) ионизованного газа и их распределение по туманности.

Полученные по РРЛ Н величины V_t находятся в интервале 9-13 км/с.

Ключевые слова: межзвездная среда, области HII, радиорекомбинационные линии.

DOI: 10.1134/S0320010819010078

ВВЕДЕНИЕ

и др., 2013). Однако наш опыт показывает, что

при этом желательно проводить исследования HII

Радиорекомбинационные линии (РРЛ) являют-

областей: оценивать их физические параметры и

ся одним из мощных инструментов исследования

исследовать ионизационную структуру, которая в

межзвездной среды (Сороченко, Гордон,

2003).

большей степени определяется эффективной тем-

Они позволяют получать физические параметры

пературой ионизующей звезды или группы звезд, и

HII областей и областей фотодиссоциации. Одна

знание которой необходимо для аккуратной оценки

из важных задач — проверка стандартной космо-

содержания гелия.

логической модели в части Первичного нуклеосин-

Одной из таких HII областей является извест-

теза Вселенной, который имел место в первые 2-

ная туманность Орион А. Мы давно исследуем эту

область (Цивилев и др., 1986; Поппи и др., 2007;

3 мин после Большого Взрыва (см., например,

Поляков, Цивилев, 2007; Цивилев и др., 2014,

Кок, Ваньони, 2017). Во время Первичного нуклео-

2016) по наблюдениям РРЛ. В этих работах была

синтеза в основном образовались ядра легчайших

построена модель HII области, получено распре-

элементов, больше всего — гелия-4 (далее Не).

деление относительного содержания гелия, y⁺ =

Одним из наиболее надежных способов измерения

первичного содержания гелия являются измере-

= n(Не⁺)/n(H⁺), по туманности, проведена оцен-

ния по наблюдениям рекомбинационных линий Н

ка эффективной температурой звезды.

(водорода) и Не (гелия) от HII областей как в

В настоящей работе мы решили провести новые

оптике (Изотов и др., 2014; Авер и др., 2015),

наблюдения РРЛ на 8 мм и 13 мм в Орионе А

так и в радиодиапазоне (Цивилев, 2009; Цивилев

на радиотелескопе РТ22 (Пущино), используя усо-

вершенствованную аппаратуру, и уточнить физи-

^*Электронный адрес: tsivilev@prao.ru

ческие параметры HII области. На первом этапе

РЕКОМБИНАЦИОННЫЕ РАДИОЛИНИИ В ОРИОНЕ А

Ori11

05 20'

Ori6

Ori2

Ori3

N16

25'

N13

30'

33^m20^s

33^m00^s

32^m40^s

32^m20^s

05^h

Right ascension (1950.0)

Рис. 1. Показаны позиции,в которых проводилисьнаблюдения РРЛ на длине волны 8 мм (большие и малые окружности)

и 13 мм (квадратики). На фоне карты туманности Орион А в оптике (Hα and NII, Хуа, Луис, 1982), контурные линии —

карта в континууме на 23 GHz (Вильсон, Паулс, 1984).

были получены физические параметры зоны фо-

этот вопрос. Хотя измерения электронной темпе-

тодиссоциации — Орион Бар (Цивилев, 2014) как

ратуры в Орионе делались не раз, поведение T_e

промежуточной области между горячим ионизо-

(рост или спад) с расстоянием от центра остает-

ванном газом и холодным молекулярным облаком.

ся дискуссионным (см., например, обсуждение в

статье Вилсон и др., 2015). Поэтому получение

В данной работе, в частности, мы решили по-

новых добавочных экспериментальных данных бу-

вторить оценку эффективной температуры звез-

дет важным вкладом по этому вопросу. Частично

ды (T_eff ), ионизующей туманность, что определяет

результаты были представлены в работе Цивилева

ионизационную структуру туманности. Туманность

(2014).

Ориона и ее звездный состав являются одним из

наиболее изученных объектов, однако по вопро-

Статья состоит из следующих трех разделов:

наблюдения, результаты и обсуждение, заключе-

су T_eff звезды θ¹ С Ori имеются разногласия с

ние.

интервалом от 37 000 К до 45 000 К (см., напри-

мер, Поляков, Цивилев, 2007). С решением этого

вопроса связана и проблема выбора калибровки

НАБЛЮДЕНИЯ

(зависимости T_eff от спектрального класса) горячих

Наблюдения РРЛ проводились на радиотеле-

О-В звезд. Предполагается сделать оценку T_eff на

скопе РТ22 (Пущино). На рис. 1 показаны позиции

основе поведения y⁺(r), полученного с большей

по туманности Орион А, в которых проводились

точностью и надежностью и на б ´oльших угловых

новые наблюдения РРЛ Н, Не и С (водорода, гелия

расстояниях (для 8 мм) от центра, чем ранее. А

и углерода) на длинах волн 8 и 13 мм. Часть наблю-

модельные расчеты будут проведены на основе

дений на 8 мм была опубликована (Цивилев, 2014),

более широкого диапазона моделей атмосфер звезд

это большие окружности на рис. 1 с размером,

(Цивилев и др., 2013).

равным диаграмме направленности (≈2^′) РТ22 на

Также будут получены оценки электронной тем-

8 мм. Диаграмма направленности РТ22 на13 мм —

пературы (T_e) и турбулентных скоростей ионизо-

2.6^′. Шумовая температура системы была 130-

ванного газа, их распределение по туманности, что

200 К на 13 мм и 220-300 К на 8 мм.

важно для моделирования и дальнейшего иссле-

Наблюдения проводились методом ON-ON на

дования туманности. В нашей работе Поппи и др.

основе диаграммной модуляции (Сороченко и др.,

(2007) было замечено, что полученные T_e имеют

1985) сканами по ≈7-10 мин. Расстояние между

тенденцию к спаду в направлении на юг. В данной

диаграммами составляло 23 угл. мин на 8 мм и

работе мы решили более подробно рассмотреть

9 угл. мин на 13 мм.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

ЦИВИЛЕВ и др.

1.35

1.30

1.25

1.20

H 65α

1.15

C, He65α

H 93γ

He 93γ

1.10

1.05

He102δ H102δ

1.00

−400

-300 -200 -100

100

200

300

400

V_Isr, км/с

Рис. 2. Вид полученного спектра в позиции Ori N13 на 13 мм. По вертикальной оси — антенные температуры, по

горизонтальной — лучевые скорости. Нуль соответствует нулевой скорости для РРЛ Н. Серая ломаная линия —

полученный спектр, черная плавная линия — вписанный спектр.

Данные каждого скана калибровались к ан-

спектральная линия была в одном и том же канале,

тенной температуре и корректировались за погло-

то происходил сдвиг паразитного сигнала относи-

щение атмосферой. Затем определялись средние

тельно линии. При усреднении спектров разных

спектры по дням, и далее — средние между дня-

дат паразитный сигнал усреднялся с разными фа-

ми и сессиями, реализуя накопления сигнала в

зами, что приводило к уменьшению его размаха.

десятки часов (Цивилев, 1998). Параметры спек-

Остаточный паразитный сигнал компенсировался

тральных линий результирующего спектра опреде-

при фиттинге полученных спектров введением си-

лялись среднеквадратичной аппроксимацией спек-

нусоидальных членов в аппроксимирующую функ-

тров (фиттинг) методом максимальной окрестности

цию для описания нулевой линии спектрограмм

(Смирнов, Цивилев, 1982). В основном исполь-

(Цивилев, 1998). Форма самих РРЛ описывалась

зовался автокорреляционный анализатор спектра

гауссовым профилем (Сороченко, Гордон, 2003).

с числом каналов 2048 и частотной шириной —

50 МГц.

Часть данных на 8 мм (помечено звездочкой

Вид полученных спектров на 8 мм можно по-

ниже в табл. 2) была получена на новом 2-х ка-

смотреть в работе Цивилева (2014), пример полу-

нальном приемнике (РРЛ смежных переходов, 56α

ченного нами спектра на 13 мм показан на рис. 2.

и 57α наблюдались одновременно) и цифровом 2-х

канальном анализаторе спектра с теми же характе-

В табл. 1 приведены координаты точек наблюде-

ристиками.

ний, название РРЛ, время накопления сигнала, па-

Одной из проблем было искажение нулевой ли-

раметры РРЛ: контраст линия/континуум, ампли-

нии спектрометра, которое возникает из-за интер-

туда линии в яркостных температурах (средних по

ференции шумов и принимаемого сигнала преиму-

диаграмме), ширина линии на уровне половинной

щественно при их отражении между основным зер-

калом и контррефлектором радиотелескопа; иска-

интенсивности в км/с и ее лучевая скорость в км/с.

жения имеют квазисинусоидальную форму (Бахрах

В скобках указаны ошибки (одно среднеквадратич-

и др., 1976) с периодом, зависящим от расстояния

ное отклонение). Параметры линий в позициях Ori

между отражающими поверхностями (для РТ-22

Bar, Ori Bar-2, Ori Bar-3, Ori Bar-4 (помечены на

≈15 МГц). Согласно нашему опыту, метод борьбы

рис. 1 окружностями соответственно с расстоянием

с данными искажениями (паразитный сигнал) —

от центра, звезда θ¹ С Ori, центральная позиция

это проведение наблюдений несколькими сесси-

помечена как Ori A) представлены в работе Циви-

ями (длительностью ∼10 сут) в разные сезоны

лева (2014).

года. Вследствие движения Земли по орбите вокруг

Солнца положение спектральной линии смещает-

ся относительно паразитного сигнала. Поскольку

В табл. 2 приведены физические параметры,

частота наблюдений устанавливалась так, чтобы

полученные на основе анализа данных РРЛ.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

РЕКОМБИНАЦИОННЫЕ РАДИОЛИНИИ В ОРИОНЕ А

Таблица 1. Полученные параметры РРЛ на РТ22

α₁₉₅₀

Источник

Линия

t, нак. ч

T_l(H)/T_c, %

T_L, ярк., K

ΔV , км/с

V_lsr, км/с

δ₁₉₅₀

8 мм

∗

Ori

5^h32^m53.5^s

Н56α

33.9%

0.6635

(0.002)

28.6

(0.12)

1.20

(0.30)

–5^◦23^′07^′′

He56α

65.5

0.063

(0.0025)

27.20

(1.3)

-6.6

(1.1)

C56α

0.041

(0.007)

2.6

(0.60)

9.20

(0.30)

Вариант 1

∗

Ori

5^h32^m43.5^s

Н56α

34.1%

0.711

(0.002)

28.1

(0.10)

-4.0

(0.30)

–5^◦23^′58^′′

He56α

79.0

0.075

(0.003)

28.6

(1.2)

-8.8

(1.0)

C56α

0.014

(0.006)

2.6

(1.3)

8.60

(0.50)

Вариант 2

Н56α

0.710

(0.002)

28.0

(0.09)

-4.0

(0.30)

He56α

0.077

(0.002)

21.4

(1.0)

-6.6

(0.7)

1C56α

0.038

(0.006)

2.5

(0.5)

8.30

(0.30)

2C56α

0.052

(0.007)

2.4

(0.4)

1.1

(0.30)

Ori

5^h32^m56.7^s

Н56α

93.7

34.9%

0.257

(0.003)

26.1

(0.28)

-5.14

(0.50)

–5^◦21^′30^′′

He56α

0.022

(0.003)

12.35

(1.8)

-2.7

(0.7)

C56α

0.058

(0.004)

4.48

(0.4)

7.80

(0.2)

Ori

5^h33^m 00.^s

Н56α

57.6

40.4%

0.164

(0.004)

24.3

(0.57)

0.70

(0.50)

–5^◦19^′37^′′

He56α

0.030

(0.004)

17.1

(2.6)

-5.7

(0.9)

C56α

0.051

(0.007)

3.23

(0.5)

7.40

(0.2)

13 мм

Ori N13

5^h32^m40.0^s

Н65α

39.6

22.1%

0.700

(0.003)

26.4

(0.18)

-4.10

(0.31)

–5^◦25^′37^′′

He65α

0.091

(0.003)

19.9

(1.0)

-3.4

(0.5)

C65α

0.038

(0.008)

2.85

(0.7)

9.1

(0.6)

Н93γ

0.092

(0.003)

29.2

(1.1)

-4.1

(0.5)

Ori N9

5^h32^m42.0^s

Н65α

26.5

22.2%

0.921

(0.006)

27.7

(0.33)

-4.5

(0.6)

–5^◦26^′36^′′

He65α

0.109

(0.006)

19.6

(1.6)

-4.9

(0.6)

C65α

0.074

(0.013)

3.90

(0.8)

8.3

(0.5)

Н93γ

0.130

(0.006)

36.9

(1.9)

-5.2

(0.65)

Ori N8

5^h32^m39^s

Н65α

54.0

19.4%

0.300

(0.002)

29.2

(0.4)

-5.3

(0.3)

–5^◦27^′00^′′

He65α

0.034

(0.002)

22.8

(2.1)

-5.5

(0.8)

Н93γ

0.040

(0.002)

36.0

(1.6)

-5.0

(0.7)

Ori N16

5^h33^m0.3^s

Н65α

15.9

23.08%

0.853

(0.007)

27.0

(0.4)

-1.9

(0.3)

–5^◦25^′06^′′

He65α

0.088

(0.008)

15.9

(2.0)

-1.5

(0.8)

C65α

0.070

(0.012)

6.60

(0.58)

9.9

(0.7)

Н93γ

0.121

(0.007)

42.6

(2.61)

2.90

(0.99)

Ori A

5^h32^m49^s

Н65α

10.0

24.6%

2.63

(0.014)

25.7

(0.24)

-2.0

(0.3)

–5^◦25^′16^′′

He65α

0.296

(0.014)

18.3

(1.1)

-2.2

(0.5)

Н93γ

0.386

(0.015)

31.5

(1.4)

-2.0

(0.6)

^∗ Суммарное время по двум РРЛ перехода 56α и 57α.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 45

№1

2019

ЦИВИЛЕВ и др.

Таблица 2. Некоторые результаты

Источник

n(He⁺)/n(H⁺), %

T_e(LTE)

T_e(bn)

V_t (H), км/с

V_t (He), км/с

8 мм

Ori A

8.3 (±.36)

8700 (52)

8170 (104)

11.6

(0.2)

9.4

(1.4)

Ori Bar

8.2 (±.55)

9900 (100)

8380 (200)

10.9

(0.3)

11.3

(1.5)

Ori Bar-2

7.3 (±.7)

8900 (135)

7330 (270)

11.7

(0.4)

7.6

(1.3)

Ori Bar-3

5.7 (±.66)

8500 (125)

7000 (250)

12.0

(0.4)

Ori Bar-4

4.8 (±.8)

8100 ( 80)

6600 (160)

12.7

(0.3)

8.5

(2.6)

Ori2

9.1 (±.55)

8670 (66)

7340 (130)

13.2

(.25)

14.5

(1.7)

Ori 3

9.5 (±.51; 1.2 sys)

9000 (57)

7420 (110)

12.6

(0.2)

15.5

(1.1)

Ori 6

4.0 (±0.8)

8840 (250)

7480 (500)

11.0

(0.4)

6.4

(2.0)

Ori 11

8920 (360)

13 мм

Ori N13

9.8 (±.60)

9240 (100)

8220 (200)

9.1

(0.4)

10.4

(1.1)

Ori N9

8.4 (±.83)

8940 (150)

7600 (300)

12.4

(0.6)

10.4

(1.8)

Ori N8

8.8 (±.97)

9540 (360)

Ori N16

6.1 (±.95)

9000 (180)

8200 (360)

11.3

(0.7)

7.6

(4.2)

Ori A

8.0 (±.6)

8760 (110)

8370 (220)

10.0

(0.8)

9.3

(2.2)

РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

по ионизации) и больше для гало, где зона HII

ограничена частично по ионизации, а частично по

Ионизационная структура и эффективная

плотности, соотношение которых может меняться

температура звезды θ¹С Ori

от места к месту и по разным направлениям. В

На рис.

приведено полученное распреде-

областях HII измеренное (y⁺ = n(He⁺)/n(H⁺))

ление относительного содержания гелия, y⁺ =

и действительное (y = n(He)/n(H)) содержание

= n(He⁺)/n(H⁺) по туманности. Из рисунка

гелия связаны структурным фактором R:

видно, что в направлениях на север и запад

y⁺ = R ∗ y,

(1)

имеется увеличение измеренного содержания гелия

c расстоянием от центра y⁺(r) с максимумом на

где R определяется ионизационной структурой, т.е.

угловых расстояниях 100-150^′′, а затем спад. В

соотношением размеров и мер эмиссий зон Не⁺ и

направлении на восток измеренное значение y⁺(r)

Н⁺(см., например, Цивилев и др., 2013).

всегда падает с удалением от звезды. Значение y⁺

То, что на восток имеется постоянный спад,

в позиции N16 указывает спад и на северо-восток.

означает, что в данном направлении зона HII стро-

Такое поведение подтверждает предположения,

го ограничена по ионизации, R для ядра и гало

что область HII Орион А имеет структуру типа

будет одинаково и будет меньше единицы. Этот

“блистер” с распределением плотности ядро —

факт можно использовать для оценки источника

гало, что зона ионизации гелия меньше зоны

ионизация HII области (звезда или группа звезд)

ионизации водорода с разным соотношением для

(Цивилев, 1993; Цивилев и др., 2013). В этом

ядра и гало (Цивилев и др., 1986; Поппи и др.,

случае фактор R будет сильно зависеть от свойств

2007): меньше для ядра (зона строго ограничена

звезды, в основном от ее эффективной температуры

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

РЕКОМБИНАЦИОННЫЕ РАДИОЛИНИИ В ОРИОНЕ А

0.09

Model

y + (R)

Obs

0.08

0.07

0.06

0.05

100

150

200

250

300

350

0.04

R от центра Ори А, угл. сек

100

150

200

250

300

350

R, угл. сек

Рис. 3. Распределение измеренного значения, y⁺ =

= n(He⁺)/n(H⁺), с расстоянием от центра HII обла-

Рис. 4. Пример модельных расчетов для описания

сти (Ori A). Черные кружочки — направление на во-

поведения y⁺(r) в направлении на восток, Ori A —

сток: Ori A — Ori Bar-4; белые кружочки — направле-

Ori Bar-4. По вертикальной оси — значения y⁺, по

ние, условно на север: Ori A — Ori 6: треугольники —

горизонтальной — расстояние от центра HII области.

условно на запад: Ori A — Ori 3-7 и N13.

Тэф (Цивилев и др., 2013). В Орионе А это звезда

в РРЛ Н и Не, чтобы более детально определить

θ¹ С Ori. Мы провели модельные расчеты поведе-

поведение y⁺(r) и уточнить интервал T_eff .

ния y⁺(r) “на восток”. Более подробное описание

Как уже говорилось выше, по вопросу T_eff звез-

расчетов можно найти в работах Цивилев и др.

ды θ¹ С Ori имеются разногласия с интервалом

(2013), Ершов и др. (1998), частично — в работе

от 37 000 К до 45 000 К (см., например, Поля-

Полякова, Цивилева (2007).

ков, Цивилев, 2007). Наши данные указывают на

Степень ионизации элементов Н и Не опре-

нижнюю часть интервала. Более того, возникает

делялась из системы уравнений ионизационного

возможность внести некоторые ограничения в во-

баланса. При этом строго учитывалось влияние

просе калибровки горячих О-В звезд. По иссле-

метастабильного уровня гелия и пыли. В резуль-

дованиям в оптическом диапазоне было надежно

тате расчетов получались распределения степеней

показано (Стахл и др., 2008), что спектральный

ионизации Не и Н с расстоянием от центра зоны

класс звезды θ¹ С Ori ∼O7V. Однако, по нашему

HII. Затем считались интегральные интенсивно-

мнению, их данные, скорее, указывают на интер-

сти рекомбинационных радиолиний I(Н) и I(Не) с

вал величин O6-O7V, т.е. на спектральный класс

расстоянием от центра и с учетом диаграммы на-

звезды ≈O6.5V (см. рис. 6 из работы Стахл и др.,

правленности, и далее их отношение сравнивалось

2008). Известно, что одной из проблем является

с полученной зависимостью y⁺(r) (рис. 4). Для

калибровка О-В звезд: соответствие спектрально-

включения ионизующего ультрафиолетового излу-

го класса звезды и ее T_eff . Например, Вакка и др.

чения использовались несколько наиболее приня-

(1996) полагают, что звезде спектрального класса

тых моделей атмосфер звезд (Цивилев и др., 2013).

O6.0V соответствует T_eff ≈ 43 600 К, в то время как

Проведенные модельные расчеты указывают,

Потташ и др. (1979) считают, что T_eff ≈ 36 500 К.

что T_eff источника ионизации находится в интер-

На рис. 5 представлены наиболее принятые ка-

вале 35 000-36 500 К. Если учесть, что ионизация

либровки О-В звезд и область значений, которую

данной области HII производится не одной звез-

выделяют наши данные. Последние свидетельству-

дой, а группой (Копети, Бика, 1983), то реальная

ют (рис. 5) в пользу калибровки звезд Потташа

T_eff звезды θ¹ С Ori будет более горячей (∼ на

и др. (1979) и Массея и др. (2005). Это является

1000 К, Копети, Бика, 1983), т.е. будет находиться

интересным результатом, указывая на некоторые

в расширенном интервале 35000-37 500 К. Это

экспериментальные ограничения в вопросе выбора

согласуется с более ранними нашими оценками

калибровки горячих О-В звезд. С другой стороны,

(Поляков, Цивилев, 2007) с T_eff ∼ 37 000 К. В

мы понимаем, что это лишь один из способов

дальнейшем мы планируем более детально карти-

оценки T_eff , и, конечно, дальнейшие работы в этом

ровать восточное и северо-восточное направления

направлении должны приветствоваться.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

ЦИВИЛЕВ и др.

48 000

44 000

40 000

36 000

32 000

28 000

24 000

O3V

Spectral type

B0V

Рис. 5. Калибровка О-В звезд (T_eff в Кельвинах от спектрального класса): P — Потташ и др. (1979); M — Массей и др.

(2005); CU — Конти, Андерхил (1988); V — Вакка и др. (1996). Прямоугольник в центре — наши оценки.

В недавней статье О’Делл и др. (2017) было

Можно отметить еще одну важную вещь. В ме-

указано, что на юго-восточной окраине туманности

стах, где наблюдается пик значений y⁺, фактор R,

значительную роль в ионизации среды может иг-

вероятно, близок к единице (см. рис. 9 из работы

рать звезда θ² Ori А.

Поппи и др., 2007). Для установленной ионизаци-

онной структуры это означает, что действительное

Эта звезда, являясь звездой спектрального

содержание гелия в Орионе А, n(He)/n(H), будет

класса О9.5 V, имеет видимую звездную величину

не меньше, чем максимальное значение y⁺. Отсюда

M = 5.064 (Варрен, Хессер, 1977). А более яркая

можно сделать вывод и об ограничении на пер-

звезда, θ¹ С Ori , имеет M = 5.132 (Варрен,

вичное содержание гелия (Y_p, отношение Не/Н по

Хессер, 1977). Если бы они находились на одном

массе) снизу. Предварительная оценка (Цивилев и

расстоянии от нас, то θ¹ С Ori должна была

др., 2016) следующая:

быть ярче и иметь звездную величину на 0.7-

1.2 зв. величин меньше (Конти, Андерхилл, 1988,

Y_p ≥ 25.19 (±1.15)%.

(2)

табл. 1-19), чем M = 5.064. Разницу в 0.76-

1.26 зв. величин, очевидно, дает поглощение гало

В пределах ошибок это не противоречит резуль-

HII области Орион А. Следовательно, звезда θ²

татам статей, указанных во Введении. Работа по

Ori А находится к нам ближе: или за границами

уточнению этого результата продолжается.

области HII, или практически на границе. Размер

(радиус) гало можно ожидать до ∼12′ (Рубин

и др., 2011), т.е. до ∼1.4 пк. Можно оценить

Электронная температура ионизованного газа

разницу расположения звезд и другим способом,

Измерение электронной температуры (T_e) в

по поглощению излучения звезды θ¹ С Ori. Если

Орионе делалось не раз, но поведение T_e с

взять модель HII области (Цивилев и др., 1986) и

расстоянием от центра остается под вопросом. В

стандартное поглощение в межзвездной среде (Пи-

одних работах наблюдатели видят спад к перифе-

кельнер, 1976, с. 356), то поглощение, например, в

рии туманности (Вильсон, Джагер, 1987; Гопал-

1.1 зв. величин может обеспечить ≈2.0 пк внешней

Кришна и др., 1988), в других — нет (Вильсон и

части HII области. Обе оценки согласуются в том,

др., 1997). Модельные расчеты указывают, что T_e

что по лучу зрения звезда θ² Ori А находится к нам

ожидается почти постоянной по туманности (см.,

ближе на ∼1-2 пк, чем θ¹ С Ori. А позиция Ori

например, Рубин, 1984). В более новых работах

Bar находится в 2^′ (≈0.23 пк) от центра области

(Поппи и др., 2007; Вильсон и др., 2015) все больше

HII (звезда θ¹ С Ori). Поэтому, находясь дальше от

аргументов, что имеется спад T_e к периферии.

используемых позиций Ori Bar-Ori Bar-4 и имея

Например, Вильсон и др. (2015) по РРЛ Н106α

в 10-20 раз меньший ионизующий поток (Симон-

нашли, что среднее значение T_e на расстоянии в

Диаз, Стасинска, 2008, табл. 2), чем звезда θ¹

4^′ от центра по направлениям восток, запад и юг

С Ori, звезда θ² Ori А не могла ощутимо повлиять

равно 7200 (±100) K, что ниже по сравнению с

на ионизацию исследуемых позиций.

центральным значением 8300 (±200) K.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

РЕКОМБИНАЦИОННЫЕ РАДИОЛИНИИ В ОРИОНЕ А

9500

нами сделано (по РРЛ Н) как для случая LTE

(a)

(локальное термодинамическое равновесие), так и

9000

с учетом отклонения от LTE, результат представлен

8500

на рис. 6, 7 и табл. 2. На первом шаге мы опре-

(LTE) по упрощенной формуле (Цивилев

деляли T_e

8000

и др., 2002), затем итерациями определяли ее по

более точной формуле (Сороченко, Гордон, 2003),

7500

учитывая вклад электронов от ионизации гелия в

7000

излучение континуума по измеренным здесь значе-

ниям y⁺.

6500

На высоких радиочастотах (где оптическая тол-

100

200

300

400

щина значительно меньше единицы, наш случай)

R от центра Ори А, угл. сек

учет отклонения от LTE достаточно сделать по

11 000

следующей формуле (Сороченко, Гордон, 2003):

(б)

10 000

T_e ≈ T_e(LTE) × b0.87n.

(3)

Для этого были использованы расчеты коэффи-

9000

циентов отклонения населенности возбужденных

уровней водорода (b_n) от LTE (Салем, Броклехест,

8000

1979) и измерения электронной плотности в оптике

(Меза-Делгадо и др., 2008). Поскольку коэффици-

7000

енты b_n определялись интерполяцией по расчетным

таблицам, и это вносило некую дополнительную

6000

100

150

200 250 300 350

ошибку, то для скорректированных T_e мы увеличи-

R от центра Ори А, угл. сек

ли ошибку в 2 раза.

В направлении на центр (позиция Ori A) наши

Рис. 6. Электронная температура с расстоянием от

данные согласуются с прежними и наиболее точ-

центра Ори А: (а) — направление на север, (б) — на-

ными измерениями T_e по РРЛ, T_e = 8000 (±100) К

правление на восток. Светлые знаки — с учетом откло-

(Сороченко и др., 1988). В пределах ошибок согла-

нения от LTE, темные — без учета.

суются и с приведенным выше значением из статьи

Вильсона и др. (2015).

Из рис. 6 видно, что на восток имеется строгое

10 000

снижение T_e с расстоянием от центра как по LTE

температурам, так и по реальным. Однако в районе

9000

Ori Bar (≈2^′ от центра) намечается локальный пик.

Значение T_e в позиции N16, находясь на севере

8000

области Ori Bar (направление северо-восток от

центра), также поддерживает наличие локального

7000

пика. Интересно, что в оптике тоже виден локаль-

ный пик в районе Ori Bar (Меза-Делгадо и др.,

6000

2008). По всей видимости, это реальное повышение

температуры в данном месте, связанное, вероятно,

5000

с наличием резкой границы ядра области HII и

молекулярного облака.

4000

100

150

200

250

В направлении на север (рис. 6а) по реальным

R от центра Ори А, угл. сек

T_e имеется спад, а по LTE температурам спада не

видно, т.е. спад в этом направлении — под вопро-

Рис. 7. Электронная температура в направлении на

сом.

запад (кружочки) и юг (треугольники). Заполненные

Привлекая данные наблюдений РРЛ работы

знаки — измеренные Te для случая LTE, светлые зна-

Поппи и др. (2007) и полученные здесь на 8 и

ки — с учетом отклонения от LTE.

13 мм, можно сказать, что на запад и юг (рис. 7)

тоже имеется тенденция к спаду с большим на-

клоном для юга. Для более уверенного вывода

РРЛ позволяют по контрасту линия/континуум

желательно промерить T_e на большие расстояния

определить электронную температуру (Te) ионизо-

в этих направлениях, что и планируется в даль-

ванного газа (Сороченко, Гордон, 2003). Это было

нейших работах. Еще можно заметить тенденцию,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

ЦИВИЛЕВ и др.

[OIII] (Меза-Делгадо и др., 2008) на 150-800 К. По

(a)

линиям [NII] отличие еще больше.

Подробное сравнение данных РРЛ с оптиче-

скими данными проведено в статье Вильсон и др.

(2015). Авторы считают, что до расстояний в 2^′ от

центра T_e по РРЛ и оптике ведут себя сходно, пада-

ют. Затем (см. рис. 6 из работы Вильсон и др., 2015)

T_e по РРЛ продолжает падать (по крайне мере до

4^′), а по оптике идет рост. Наши данные говорят,

спад по РРЛ идет дальше, до 5^′ от центра. Тем

самым поддерживаются выводы работы Вильсон и

100

150

200

250

300

др. (2015).

R от центра Ори А, угл. сек

Турбулентные скорости ионизованного газа

(б)

Согласно теории РРЛ, на данных радиоча-

стотах линии имеют гауссову форму с шириной,

являющейся сверткой теплового и турбулентного

уширения (Сороченко, Гордон, 2003). Поскольку

мы измерили T_e, то можем рассчитать тепловое

уширение и затем выделить турбулентное из на-

блюдаемой ширины РРЛ. Так мы можем получить

турбулентные скорости (V_t) ионизованного газа.

Используя рабочую формулу для РРЛ водорода из

100

150

200

250

300

350

книги Сороченко, Гордона (2003, с. 143), можно

R от центра Ори А, угл. сек

записать следующее выражение:

V_t = 0.6(ΔV² - 4.55 × 10-2T_e ×

(4)

Рис. 8. Турбулентные скорости, определенные по РРЛ

× M(H)/M_i)1/2,

Н (светлые знаки ) и по Не (темные знаки): (а) — с

расстоянием от центра Ori A с общим направлением

где ΔV — ширина РРЛ по половинной интенсив-

на север (Ori A — Ori6, включая Ori3 и N16), (б) — с

расстоянием от центра Ori A по направлению на восток

ности в км/с, T_e — электронная температура в

(Ori A — Ori Bar-4).

кельвинах, M(H)/M_i — отношение массы атома

водорода и исследуемого элемента.

На рис. 8 показано полученное распределение

V_t как по водородным, так и по гелиевым РРЛ

что измеренные T_e, до расстояний 100-150^′′ имеют

(табл. 2). Видно, что по РРЛ Н нет явной зави-

медленный спад, а далее спад ускоряется.

симости V_t от расстояния, хотя в направлении на

В оптике также было получено снижение T_e

восток видна тенденция слабого роста. По РРЛ Не

(причем достаточно достоверное) с расстоянием

намечается спад на расстояниях далее 100-150^′′ от

от центра (Меза-Делгадо и др., 2008), правда, на

центра, что может означать, что зоны Н⁺ и Не⁺

меньшем протяжении — до 120^′′ от центра. Наши

занимают разные объемы в этих направлениях.

данные указывают, что снижение продолжается

Полученные величины V_t (по РРЛ Н) находятся

дальше, до расстояний ∼300^′′ от центра. Как одно

в интервале 9-13 км/с и согласуются с прежни-

из возможных объяснений, такое снижение T_e к

ми измерениями, например Сороченко и Берулис

периферии может быть связано или с уменьшением

(1969). А вообще, измеренные значения V_t по HII

плотности (Вильсон, Джагер, 1987), или с увеличе-

нием количества тяжелых элементов к периферии,

областям лежат в интервале от 5 до 25 км/с (Соро-

особенно кислорода и серы, которые являются

ченко, Гордон, 2003). Однако подавляющая часть

хладагентами (Спитцер мл., 1981).

измерений произведена на основе LTE температур,

в то время как наши измерения — по реальным T_e,

Авторы работы Меза-Делгадо и др. (2008) при-

т.е. очерчивают (по крайней мере, для Ориона А)

вели формулу линейного спада T_e с расстоянием,

более реальный интервал значений.

что позволяет произвести сравнение полученных

величин T_e на всех наших расстояниях. Оказалось,

Известно, что ионизованный газ в Орионе А

что T_e, измеренные по РРЛ, имеют меньшие значе-

расширяется в сторону на наблюдателя. Об этом

ния, чем оптические данные, полученные по линии

говорит разница лучевых скоростей РРЛ углерода

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

РЕКОМБИНАЦИОННЫЕ РАДИОЛИНИИ В ОРИОНЕ А

и водорода (табл. 1). Расширение может дополни-

Работа частично поддержана программой Прези-

тельно уширять РРЛ. Действительно, ширины РРЛ

диума РАН “Космос: исследования фундаменталь-

Н вне центра больше, чем в центральной позиции

ных процессов и их взаимосвязей”.

(табл. 1, см. также Поппи и др., 2007). Можно было

ожидать и больших значений V_t вне центра. Такая

тенденция намечается, но явной зависимости пока

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

не видно.

Авер и др. (E. Aver, K.A. Olive, and E.D. Skillman),

J. Cosmol. Astropart. Phys. 07, 011 (2015).

Бахрах Л.Д., Григорьева М.И., Сороченко Р.Л.,

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Изв. вузов. Радиофизика 19, 1614 (1976).

На радиотелескопе РТ22 (Пущино) на волне 8 и

Вакка и др. (W.D. Vacca, C.D. Garmany, and

13 мм были проведены наблюдения рекомбинаци-

J.M. Shull), Astrophys. J. 460, 914 (1996).

онных радиолиний (РРЛ) водорода, гелия (Н, Не)

Варрен, Хессер (W.H. Warren, jr. and J.E. Hesser),

и углерода (С), в нескольких позициях HII области

Astrophys. J. Suppl. Ser. 34, 115 (1977).

Орион А, а именно: 9 позиций на 8 мм и 5 позиций

Вильсон и др. (T.L. Wilson, T.M. Bania, and

D.S. Balser), Astrophys. J. 812, 45 (2015).

на 13 мм.

Вильсон, Джагер (T.L.Wilson and B. Jaeger),

1. Получены сведения об ионизационной струк-

Astron. Astrophys. 184, 291 (1987).

туре HII области. Получено распределение относи-

Вильсон и др. (T.L.Wilson, L. Filges, C. Codella,

тельного содержания гелия, y⁺ = n(He⁺)/n(H⁺)

W. Reich, and P. Reich), Astron. Astrophys. 327, 1177

по туманности. В направлениях на север и запад

(1997).

имеется увеличение измеренного содержания гелия

Вильсон, Паулс (T.L. Wilson and T. Pauls), Astron.

c расстоянием от центра y⁺(r) с максимумом на

Astrophys. 138, 225 (1984).

угловых расстояниях 100-150^′′, а затем спад. В на-

Гопал-Кришна

др.

(Gopal-Krishna,

R. Subramanyan, G. Swarup, C.Thum, and

правлении на “восток” измеренное значение y⁺(r)

H. Steppe), Vistas Astron. 31, 207 (1988).

всегда падает с удалением от звезды.

10.

О’Делл и др. (C.R. O’Dell, W. Kollatschny, and

2. Поскольку на восток имеется постоянный

G.J. Ferland), Astrophys. J. 837, 151 (2017).

спад величины y⁺, это означает, что в данном

11.

Ершов и др. (D. Ershov, S.A. Gulyaev, A. Ivanchik,

направлении зона HII строго ограничена по иони-

D.A. Varshalovich, and A. Tsivilev), Astron.

зации. Этот факт был использован для оценки

Astrophys. Trans. 15, 281 (1998).

эффективной температуры (T_eff ) звезды θ¹ С Ori

12.

Изотов и др. (Y.I. Izotov, T.X. Thuan, and

как основного источника ионизации области HII.

N.G. Guseva), MNRAS 445, 778 (2014).

Модельные расчеты показали, что T_eff звезды θ¹

13.

Конти, Андерхил (P.S. Conti and A.B. Underhill),

С Ori находится в интервале 35 000-37 500 К. По-

CNRS (NASA, Washington, 1988), SP-497.

скольку эта звезда соответствует спектральному

14.

Кок, Ваньони (A. Coc and E. Vangioni), Internat. J.

классу ≈O6.5V, то этот результат позволяет ука-

Modern Phys. E, 26, 08 (2017).

зать некоторые экспериментальные ограничения на

15.

Копети, Бика (M.V.F. Copetti and E.I.D. Bica),

выбор калибровки горячих О-В звезд, свидетель-

Astrophys. Sp. Sci. 91, 381 (1983).

16.

Массей и др. (P. Massey, J. Puls, A.W.A. Pauldrach,

ствуя в пользу калибровок звезд Потташа и др.

F. Bresolin, R.P. Kudritzki, and T. Simon), Astrophys.

(1979) и Массея и др. (2005).

J. 627, 477 (2005).

3. По контрасту РРЛ водорода (линия/

17.

Меза-Делгадо и др. (A. Mesa-Delgado, C. Esteban,

континуум) определены электронные температуры

and J. Garcia-Rojas), Astrophys. J. 675, 389 (2008).

(T_e) ионизованного газа как для случая LTE

18.

Пикельнер С.Б., Физика космоса. Маленькая эн-

(локальное термодинамическое равновесие), так

циклопедия (Советская энциклопедия, М., 1976),

и с учетом отклонения от LTE. Полученные

с. 356.

температуры находятся в интервале 6600-8400 К,

19.

Поляков А.М., Цивилев А.П., Письма в Астрон.

строго уменьшаясь в направлении на восток с

журн. 33, 39 (2007) [A.M. Polyakov, A.P. Tsivilev,

расстоянием от центра, имеют также тенденцию

Astron. Lett. 33, 34 (2007)].

снижения к периферии в направлениях на юг и

20.

Поппи и др. (S. Poppi, A.P. Tsivilev, S. Cortiglioni,

запад .

G.G.C. Palumbo, and R.L. Sorochenko), Astron.

Astrophys. 464, 995 (2007).

4. Получены данные о турбулентных скоростях

21.

Потташ и др. (S.R. Pottasch, P.R. Wesselius, and

(V_t) ионизованного газа и их распределении по

R.J. VanDuinen), Astron. Astrophys. 77, 189 (1979).

туманности как по РРЛ Н, так и по РРЛ Не.

22.

Рубин (R.H. Rubin), Astrophys. J. 287, 653 (1984).

Полученные по РРЛ Н величины V_t находятся в

23.

Рубин и др. (R.H. Rubin, J.P. Simpson, C.R. O’Dell,

интервале 9-13 км/с.

I.A. McNabb, S.W.J. Colgan, S.Y. Zhuge,

Авторы благодарны С.Ю. Парфенову за прове-

G.J. Ferland, and S.A. Hidalgo), MNRAS 410,

дение модельных расчетов и полезные замечания.

1320 (2011).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

ЦИВИЛЕВ и др.

24. Салем, Броклехест (M. Salem and M. Brocklehurst),

35. Цивилев А.П., Астрон. журн.

70,

(1993)

Astrophys. J. Suppl. Ser. 39, 633 (1979).

[A.P. Tsivilev, Astronomy Rep. 37, 39 (1993)].

25. Симон-Диаз, Стасинска (S. Simon-Dıaz and

36. Цивилев А.П., Письма в Астрон. журн. 35, 745

G. Stasi’nska), MNRAS 389, 1009 (2008).

(2009) [A.P. Tsivilev, Astron. Lett. 35, 670 (2009)].

26. Смирнов Г.Т.,Цивилев А.П.,Астрон. журн. 59, 1020

(1982) [G.T. Smirnov, A.P. Tsivilev, Sov. Astron. 26,

37. Цивилев А.П., Письма в Астрон. журн. 40, 681

616 (1982)].

(2014) [A.P. Tsivilev, Astron. Lett. 40, 615 (2014)].

27. Сороченко и Берулис (R.L. Sorochenko and

38. Цивилев А.П., Ершов А.А., Смирнов Г.Т., Со-

I.I. Berulis), Astroph. Lett. 4, 173 (1969).

роченко Р.Л., Письма в Астрон. журн. 12, 848

28. Сороченко Р.Л., Берулис И.И., Гусев А.В.,

(1986) [A.P. Tsivilev, A.A. Etrshov, G.T. Smirnov,

Лехт Е.Е., Нагорных Л.М., Смирнов Г.Т., Тр.

R.L. Sorochenko, Sov. Astron. Lett. 12, 355 (1986)].

Физ. ин-та им. П.Н. Лебедева 159, 53 (1985).

29. Сороченко Р.Л., Гордон М.А., Рекомбинационные

39. Цивилев А.П., Парфенов С.Ю., Соболев А.М.,

радиолинии. Физика и астрономия (М.: Физ-

Краснов В.В., Письма в Астрон. журн. 39, 912

матлит, 2003).

(2013) [A.P. Tsivilev, S.Yu. Parfenov, A.M. Sobolev,

30. Сороченко и др. (R.L. Sorochenko, G.T. Smirnov,

V.V. Krasnov, Astron. Lett. 39, 737 (2013)].

and G. Rydbeck), Astron. Astrophys. 198,

233

40. Цивилев др. (A.P. Tsivilev, S.Yu. Parfenov, and

(1988).

A.M. Sobolev), Odessa Astron. Publ. 27/2,

31. Спитцер Л. мл., Физические процессы в меж-

звездной среде (М.: Мир, 1981).

(2014).

32. Стахл и др. (O. Stahl, G. Wade, V. Petit, B. Stober,

41. Цивилев др. (A.P. Tsivilev, S.Yu. Parfenov, and

and L. Schanne), Astron. Astrophys. 487, 323 (2008).

V.V. Krasnov), Odessa Astron. Publ. 29, 163 (2016).

33. Хуа, Луис (C.T. Hua and R. Louise), Astron.

42. Цивилев др. (A.P. Tsivilev, S. Poppi, S. Cortiglioni,

Astrophys. Suppl. Ser. 88, 477 (1982).

G.G.C. Palumbo, M. Orsini, and G. Maccaferri), New

34. Цивилев А.П., Диссерт. на соискание звания

Astron. 7, 499 (2002).

к.ф.-м.н. (М.: ФИАН, 1998).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019