Астрономический журнал, 2020, T. 97, № 8, стр. 651-663

3.1. Мера эмиссии и электронная концентрация газа, расположенного между ОСН Kes 79 и наблюдателем

Поскольку у остатка сверхновой Kes 79 не обнаружен низкочастотный завал спектра [7.8], представляет интерес определить меру эмиссии и значение электронной концентрации ионизованного газа, расположенного между наблюдателем и этим ОСН. Для этого нужно знать оптическую толщину этого газа τ_snr, его электронную температуру и расстояние до остатка сверхновой. Оптическая толщина оценивается из наблюдений завала спектра на низких частотах [7].

Поскольку спектры остатков сверхновых – степенные [7], значения τ_snr определяются путем сравнения наблюдаемых значений плотностей потока на низких частотах этих объектов со спектрами, построенными на более высоких частотах и продолженными линейно (в логарифмическом масштабе) до низких частот.

Наблюдаемые S_н и истинные S₀ значения плотностей потоков остатков сверхновых на частоте ν связаны соотношением

где значение оптической толщины τ = τ_snr на частоте ν связано с электронной температурой Т_е и мерой эмиссии ЕМ ионизованной среды соотношением [16]:

По формуле (2) определим значение меры эмиссии ионизованного газа, расположенного между остатком сверхновой Kes 79 и наблюдателем. Предполагая значение Т_е = 7000 К [15] и взяв τ_snr на самой низкой частоте 30.9 МГц, на которой наблюдался остаток сверхновой [7], равным τ_snr ≤ ≤ 0.3±0.2 [7, 8], получим по формуле (2), что мера эмиссии ионизованного газа, расположенного между ним и наблюдателем, EM ≤ 400 ± 250 пк/см⁶, что значительно меньше указанного выше значения меры эмиссии газа на протяжении всей Галактики в этом направлении (4500 ± 600 пк/см⁶). Поскольку этот ОСН находится на достаточно большом расстоянии ≈7 кпк [8, 17] и мера эмиссии газа в пространстве между ним и наблюдателем ≤400 пк/см⁶, приходим к выводу, что ионизованный газ, расположенный между ним и наблюдателем, довольно разреженный.

Оценим значение электронной концентрации этого газа. По мере эмиссии и расстоянию до этого объекта находим среднеквадратичное значение электронной концентрации ${{(\langle N_{{\text{e}}}^{2}\rangle )}^{{0.5}}}$ ≤ 0.24 см^–3. Взяв фактор заполнения для электронов в этом направлении ≈ 0.1 [18], получим, что среднее значение электронной концентрации газа, расположенного между остатком сверхновой Kes 79 и наблюдателем, ≤0.024 см^–3. Как будет показано ниже, эти данные подтверждаются как наблюдениями HII-областей [19], так и наблюдениями теплового излучения фона Галактики в рекомбинационных линиях [20–23].

3.2. Распределение диффузного ионизованного газа в направлении на ОСН Kes 79

В работах [20–31] показано, что существует высокая пространственная корреляция между распределениями областей HII и ДИГ. Была выдвинута гипотеза [28–30], что часть L_c-квантов (квантов с длиной волны <912 ангстрем) из-за неоднородного распределения газа в областях HII уходит в межзвездное пространство [28, 29]. Благодаря неоднородному распределению нейтрального водорода и наличию в среде горячих коридоров и сверхоболочек, в которых температура T ≈ ≈ 10⁶ K и электронная концентрация N_e ≈ 10^–3 см^–3 [32], эти фотоны уходят далеко от их места рождения и способны ионизовать газ на больших расстояниях от источников ионизации [28, 29].

На основе упомянутой корреляции и данных наблюдений теплового фона Галактики определим параметры ДИГ в направлении остатка сверхновой Kes 79. Для этого мы используем каталог областей HII [19] и данные наблюдений фона Галактики в линии H166α [20].

Из каталога областей HII [19] были выбраны источники, у которых измерены скорости V, определены расстояния D и параметры возбуждения U. Расстояния определены, используя кривую вращения Галактики с V₀ = 220 км/с, и расстоянием до галактического центра R₀ = 8.5 кпк [33]. Сначала были определены значения угловых расстояний φ и прицельных расстояний p для каждой области HII до луча зрения в данном направлении. Затем для каждой области HII c параметром возбуждения U были определены значения отношения а = U³/p².

Параметр а пропорционален плотности потока L_c-квантов от данной области HII, которые достигли данного луча зрения. Рассматривались только области HII, расположенные в радиусе 5° от направления на остаток сверхновой. Анализ показывает, что вклад областей HII, расположенных на угловых расстояниях больше 5° от указанного направления, составляет меньше 1%–3%. Более подробно методика выбора областей HII из каталога [19] изложена в [31].

Поиск связи между областями HII и ДИГ проводился путем сравнения распределений областей HII и антенной температуры фона Т_А в линии H166α в координатах скорость – галактическая долгота (рис. 2, 4). Так как Т_А и параметр возбуждения областей HII пропорциональны мере эмиссии фона [22, 23, 32], то такое сравнение оправдано. Данные измерений яркости фона в линии H166α получены на широте b = 0° для галактических долгот 4°–46° с интервалом по долготе 1° в работе [20] с разрешением 21$\prime $. Данные о HII-областях получены вблизи частот 5 и 8.6 ГГц [19].

Данные о распределении антенной температуры фона в линии H166α в координатах скорость – галактическая долгота в интервале долгот 30°–36° взяты из [20] и приведены на рис. 2. Цифры около изофот на рис. 2 обозначают антенную температуру фона в линии H166α в градусах Кельвина. Как в [19], так и в [20] скорости приведены к локальному стандарту покоя.

На рис. 3 показана линия H166α, наблюдавшаяся автором [20] в направлении долготы 33° на широте b = 0°. Из анализа данных, приведенных на рис. 2 и 3, следует, что тепловое излучение фона Галактики в направлении долгот 32°5. – 33.5° довольно слабое на скоростях <75 км/с. При скоростях >75 км/с излучение фона резко возрастает, достигая максимума при скорости около 100 км/с [20, 22].

На рис. 4 показано распределение областей HII в координатах скорость-расстояние в радиусе 5° от направления на ОСН Kes 79. Значения параметра а на рис. 4 обозначены различными значками. Вертикальные черточки соответствуют значениям параметра а > 100 пк /см⁶, крестики – а = = 10–100 пк/см⁶, темные кружочки – а = 1–10 пк/см⁶. Слабые области HII с параметром а < < 1 пк/см⁶ были отброшены с целью получения более четкой картины распределения наиболее ярких источников по расстояниям.

В работе [17] показано, что Kes 79 находится на расстоянии 7.1 кпк, а в [8] утверждается, что этот остаток сверхновой расположен либо на расстоянии 6.5 кпк, либо на расстоянии 7.5 кпк. Мы предполагаем, что остаток сверхновой Kes 79 расположен на расстоянии 6.5 кпк. Если бы этот ОСН находился на расстоянии 7.5 кпк, у него был бы значительный завал спектра на низких частотах из-за поглощения ионизованным газом вблизи ярких областей HII, расположенных на расстоянии около 7 кпк (рис. 4) вблизи тангенциальной точки на скоростях ≈ 100 км/с, где наблюдается максимум излучения в линии H166α [20, 22].

Таким образом, отсутствие завала спектра у остатка сверхновой Kes 79 обусловлено тем, что между этим объектом и наблюдателем расположено слишком мало ионизованного газа. Это подтверждается как наблюдениями интенсивности фона в линии H166α (рис. 2, 3), где на скоростях <75 км/с излучение в этой линии довольно слабое, так и отсутствием низкочастотного завала спектра у близкого к Kes 79 остатка сверхновой Kes 78 (G32.8-0.1), который находится на расстоянии 4.8 кпк [34] и расположен от Kes 79 на угловом расстоянии 0.8°.

Взяв для остатка сверхновой Kes 78 τ_snr ≤ 0.2 на частоте 30.9 МГц [7] и предполагая значение Т_е = = 7000 К [15], получим по формуле (2), что значение меры эмиссии ионизованного газа, расположенного между остатком сверхновой Kes 78 и наблюдателем, EM ≤ 250 пк/см⁶.

Отсутствие низкочастотного завала спектра у Kes 78 свидетельствует также о том, что скопление областей HII, расположенное на расстоянии 2–4 кпк (рис. 4, 5), дает незначительный вклад в ионизацию газа в направлениях долгот 32.8°–33.6°.

В интервале скоростей 28–75 км/с на рис. 4 видны два скопления областей HII, одно из которых находится на расстоянии 2–4 кпк, а другое – на расстоянии 9–12 кпк. В направлении первого скопления наблюдается повышенная концентрация нейтрального водорода, о чем можно судить по наличию самой сильной детали в спектрах поглощения в линии 21 см в направлениях на ОСН Kes 79, пульсар В1849+00, внегалактические источники В1849+005 и В1850+009 [1]. Поскольку распределение газа коррелирует с распределением пыли, нельзя исключить и наличие повышенной концентрации пыли вблизи этих областей HII. Такое предположение объяснило бы и факт отсутствия в этих направлениях оптических областей HII [35, 36]. В связи с этим можно предполагать, что излучение от областей HII этого скопления не доходит до луча зрения в направлении на ОСН Kes 79, поэтому слабое излучение в линии H166α на скоростях <75 км/с обусловлено скорее всего ионизованным газом, находящимся на расстояниях от 9 до 12 кпк (рис. 4).

4.1. Расстояние до пульсара В1849+00 по наблюдениям поглощения в линии 21 см

Поскольку угловое расстояние между ОСН Kes 79 и пульсаром В1849+00 составляет только около 10$\prime $, можно предполагать, что распределения областей HII в направлениях на эти объекты идентичны. На основании вышеизложенного можно утверждать, что в направлении долготы 33.5° основной вклад в излучение ДИГ в линии H166α [20, 22], уширение импульсов пульсара В1849+00 и угол рассеяния внегалактического источника В1849+005 дает ионизованный газ, расположенный в интервале расстояний 5.5–9.5 кпк от наблюдателя. Как указано выше, мера эмиссии в направлении на пульсар В1849+00, обусловленная газом на протяжении всей Галактики в этом направлении, равна 6900 ± 500 см^–3. Для исследования распределения ДИГ в направлении на пульсар важно знать расстояние до него. Это нужно, чтобы понять, какое количество ярких областей HII (рис. 5) расположены между наблюдателем и пульсаром и какова интенсивность излучения газа, ионизованного ими (рис. 2, 3).

Впервые расстояние до пульсара В1849+00 было оценено в работе [37] по наблюдениям поглощения в линии 21 см. Авторы этой работы дают оценку расстояния до пульсара 8–22 кпк при предположении, что расстояние до центра Галактики равно 10 кпк. Однако существуют другие интерпретации этих наблюдений [38, 39].

В работе [38] приводят оценку расстояния до этого пульсара от 7.1 ± 1.2 кпк до 16.6 ± 0.9 кпк, тогда как авторы [39] считают, что расстояние до него равно 8 ± 2 кпк. В этих двух работах принималось, что расстояние до центра Галактики R₀ = = 8.5 кпк. Как показано в [37], пульсар расположен дальше тангенциального расстояния, которое при R₀ = 8.5 кпк ≈ 7 кпк (рис. 4, 5).

Оценим расстояние до пульсара В1849+00 другим методом. Для этого мы используем данные наблюдений поглощения нейтральным водородом на волне 21 см излучения этого пульсара, внегалактического источника В1849+005 и остатка сверхновой Kes 79, используя методику, предложенную авторами работы [1]. В этой работе предложено оценивать расстояния до галактических источников, используя отношение интегралов от оптической толщины τ_HI по скорости (ΔV = = $\int {{{\tau }_{{{\text{HI}}}}}{\text{d}}V} $) источников, близко расположенных по угловому расстоянию, если до некоторых из них известны расстояния. Поскольку пульсар находится на угловом расстоянии 10.3$\prime $ от остатка сверхновой Kes 79 и 10.7$\prime $ от внегалактического источника В1849+005, можно предполагать, что параметры нейтрального водорода в направлениях этих объектов не сильно различаются. Значения этих интегралов для остатка сверхновой Kes 79, пульсара В1849+00 и внегалактического источника В1849+005 равны 48 км/с, 72 км/с и 139 км/с соответственно [1]. Можно предполагать, что величины этих интегралов пропорциональны толщинам поглощающей среды HI в направлениях на источники [1]. Взяв толщину поглощающего слоя нейтрального водорода в направлении внегалактического источника В1849+005 равной 19 кпк [1] по отношению интегралов ΔV в направлениях на источник В1849+005 и на пульсар В1849+00, получим оценку для расстояния до пульсара ≈9.8 кпк. Как указывалось выше, расстояние до остатка сверхновой Kes 79 ≈ ≈ 6.5 кпк [8]. По отношению значений этих интегралов в направлениях на остаток сверхновой Kes 79 и на пульсар В1849+00 получим оценку для расстояния до пульсара ≈10.5 кпк. Таким образом, оценка расстояния до пульсара, полученная этим методом, заключена в пределах 9.8–10.5 кпк.

4.2. Оценка расстояния до пульсара В1849+00 по наблюдениям межзвездного рассеяния

Для исследования распределения ДИГ в направлении на пульсар В1849+00 важно уточнить расстояние до него, поскольку оценки расстояния до него у авторов [37–39] и полученными выше в данной работе сильно расходятся. Оценим расстояние до пульсара еще одним методом, который основан на использовании данных об уширении его импульсов τ_psr из-за межзвездного рассеяния. Для этого используем следующую формулу [40]:

где L – толщина слоя рассеивающей среды в направлении на пульсар, k – отношение расстояния от пульсара до ближнего к пульсару края рассеивающего слоя толщины L к толщине слоя (если пульсар находится внутри слоя, то k = 0), с – скорость света, D – расстояние от наблюдателя до пульсара, а θ – угол рассеяния (ширина по уровню 0.5) компактного источника плоских волн, например, внегалактического источника, излучение от которого просвечивает тот же слой рассеивающей среды, что и источник сферических волн (в данном случае пульсар). Эта формула связывает уширение импульсов пульсаров с углом рассеяния внегалактического источника, излучение от которых проходит через одни и те же слои рассеивающей среды. Если толщина эффективного слоя рассеивающей среды много меньше расстояния от наблюдателя до пульсара и от рассеивающего слоя до пульсара, то в выражении (3) ${{k}^{2}} \gg (k + 1{\text{/}}3)$ и $L \ll D$, откуда следует (см., например, [41]), что выражение для τ_psr имеет вид: где d – расстояние от наблюдателя до слоя рассеивающей среды. Из формулы (4) видно, что уширение импульсов пульсаров зависит от величины множителя d(D – d)/D. Этот множитель близок к нулю как для слоя вблизи пульсара (D – d) ≈ 0, так и для слоя вблизи наблюдателя (d ≈ 0) и достигает максимума, когда рассеивающая среда расположена на середине расстояния между наблюдателем и пульсаром (d = D/2).

Так как угол рассеяния плоских волн пропорционален мере эмиссии фона в направлении на него [5, 6], то при оценке расстояния до пульсара В1849+00 по формуле (3) было решено вычислять угол рассеяния плоских волн в направлении на пульсар, используя значение меры эмиссии в направлении на него и зависимость угла рассеяния внегалактических источников от меры эмиссии. Поскольку в формулу (3) входит квадрат угла рассеяния плоских волн, то мы построили зависимость квадрата угла рассеяния внегалактических источников от меры эмиссии галактического фона в направлениях на них. С помощью этой зависимости можно по мере эмиссии фона в направлении на пульсар В1849+00 оценивать значение квадрата угла рассеяния.

В табл. 1 приведены данные об углах рассеяния на частоте 1 ГГц 33 внегалактических источников и значения меры эмиссии в направлениях на них. Углы рассеяния приведены к частоте 1 ГГц либо по зависимости угла рассеяния от частоты, если имеются измерениям угла рассеяния на нескольких частотах, либо по квадрату длины волны, если измерения проведены только на одной частоте.

В столбцах приведены: 1 – название источника; 2 и 3 – его галактические координаты; 4 и 5 – угол рассеяния на частоте 1 ГГц в секундах дуги и его ошибка; 6 – значение меры эмиссии в направлении на источник; 7 – ошибка меры эмиссии; 8 – ссылка на работу, откуда взяты значения углов рассеяния.

Зависимость квадрата угла рассеяния этих источников от меры эмиссии в направлениях на них приведена на рис. 6. Она аппроксимируется степенной функцией:

где показатель степени α = 2.000 ± 0.055, EM – в единицах пк/см⁶, θ² – в единицах ()².

Значения меры эмиссии в направлениях на источники определены, как указано выше, используя данные измерений фона Галактики на частотах 1.4, 2.7, 5 и 10 ГГц [9–14] и методику, изложенную в работах [5, 6], при предположении, что электронная температура Т_е = 7000 К [15]. В направлениях источников В2005+372, В2020+351, В2013+370 и В2012+383 значения меры эмиссии взяты из работы [52].

На рис. 5 видно, что большинство областей HII в направлении на пульсар В1849+00 расположено в пределах расстояний 2–13 кпк. Так как распределение ДИГ коррелирует с распределением областей HII [20–31], можно предполагать, что в пределах этих расстояний распределение ДИГ близко к такому же, как и у областей HII. Наблюдения излучения ДИГ в линии H166α [20] (рис. 2, 3) показывают, что в направлении на пульсар В1849+00 излучение в этой линии на скоростях 28–75 км/с, что соответствует расстояниям <5.5 кпк и >9.5 кпк, в несколько раз слабее, чем в направлениях скоростей >75 км/с, что соответствует расстояниям 5.5–9.5 кпк [32]. Однако, как указывалось выше, наблюдения излучения фона Галактики в линии H166α [20] показывают, что эта линия довольна слабая на скоростях 28–75 км/с (рис. 2, 3). По-видимому, как указывалось выше, основной вклад в излучение линии H166α на скоростях 28–75 км/с дает область ДИГ, расположенная на расстояниях >9.5 кпк, а области, расположенные на расстояниях 2–4 кпк, дают ничтожный вклад в излучении линии, что подтверждается отсутствием низкочастотных завалов спектров (вплоть до частоты 30.9 МГц [7, 8]) у остатков сверхновых Kes 78 и Kes 79.

Как видно из зависимости антенной температуры в линии H166α от скорости для долготы 33° (рис. 3), излучение отсутствует для скоростей <28 км/с, что соответствует расстояниям <1.5 кпк и >12 кпк (см. рис. 4–5).

На рис. 2 и 3 видно, что основной вклад в антенную температуру дают области со скоростями >75 км/с. Поскольку мера эмиссии в данном направлении пропорциональна интегралу от антенной температуры по скорости [22], то можно оценить вклад в меру эмиссии от областей в определенном интервале скоростей. Оценки показывают, что на долготе 33°, в направлении которой мера эмиссии фона равна около 5200 пк/см⁶, области ионизованного газа, наблюдаемые на скоростях <75 км/с, дают вклад в излучение линии H166α около 14% (рис. 3). На долготе пульсара 33.5°, где мера эмиссии фона равна 6900 пк/см⁶, интенсивность излучения на скоростях >75 км/с больше, чем на долготе 33°, что подтверждается наблюдениями авторов работы [22] (см. их рис. 13 ). Вклад областей со скоростями <75 км/с на долготе 33.5° составляет около 11%. Вычитая из полной эмиссии фона на этой долготе эти 11%, которые обусловлены областями ДИГ со скоростями <75 км/с, получим, что мера эмиссии областей газа со скоростями >75 км/с (рис. 3) равна 6150 пк/см⁶.

Как сказано выше, области рассеивающей среды, расположенные вблизи наблюдателя, дают мало вклада в уширение импульсов пульсаров, поэтому ионизованный газ, находящийся ближе 3.5 кпк, мало влияет на уширение импульсов пульсаров. Учитывая это и то, что этот газ, как указано выше, довольно разреженный, мы его не учитываем при оценке расстояния до пульсара В1849+00. Таким образом, мы предполагаем, что основной вклад в уширение импульсов пульсара В1849+00 дают области ионизованного газа, наблюдаемые на скоростях >75 км/с, расположенные в диапазоне расстояний 5.5–9.5 кпк (рис. 2–5), т.е. толщина эффективного слоя рассеивающей среды L = 4 кпк.

Расстояние до пульсара В1849+00 определим с использованием формулы (3). Квадрат угла рассеяния плоских волн θ² в этой формуле, вычисленный с помощью зависимости (5) при значении EM = 6150 пк/см⁶, равен θ² = 0.9 ()².

Сначала возьмем заведомо большое расстояние до пульсара В1849+00, равное D = 16.5 кпк [38]. Так как эффективный слой рассеивающей среды простирается до расстояния 9.5 кпк, то при расстоянии до пульсара 16.5 кпк расстояние от него до ближайшего к нему края слоя равно 7 кпк, откуда получаем для параметра k в формуле (3) значение k = 7/4 = 1.75. Подставив значения θ², L, D и k в формулу (2), получим для вычисленного значения уширения импульсов пульсара величину τ_psr = 1.58 с, что почти в 2 раза больше наблюдаемого значения 0.86 с. Задавая значения расстояния до пульсара меньше 16.5 кпк и при каждом выбранном значении D повторяя вышеуказанную процедуру вычисления τ_psr, было найдено, что для данной модели распределения рассеивающей среды вычисленное и наблюдаемое значения τ_psr совпадают при расстоянии до пульсара, равном 10.7 кпк. С учетом ошибок значения уширений импульсов пульсара В1849+00 (τ_psr =0.86 ± 0.05 c), меры эмиссии фона в направлении на пульсар (EM = 6900 ± 500 пк/см⁶) и наклона зависимости квадрата угла рассеяния от меры эмиссии (α = = 2.000 ± 0.055), получим, что интервал расстояний, в пределах которого может быть расположен пульсар, равен 10.2–11.5 кпк.

5.1. Электронная концентрация ионизованного газа, расположенного между наблюдателем и пульсаром В1849+00

Предположим, что между пульсаром В1849+00 и наблюдателем нет области HII (G33.46+0.06), а значение меры эмиссии 6150 пк/см⁶, полученное выше, обусловлено областью ДИГ, расположенной на расстояниях от 5.5 до 9.5 кпк (рис. 5).

Оценим для этого случая среднее значение электронной концентрации $\langle {{{\rm N}}_{{\text{e}}}}\rangle $ этого газа. При полученном выше расстоянии до пульсара 10.7 кпк и мере дисперсии 787 пк/см³ [2] среднее значение электронной концентрации $\langle {{{\rm N}}_{{\text{e}}}}\rangle $ = = 0.074 см^–3. Учитывая, что мера эмиссии EM этого газа равна 6150 пк/см⁶, получим среднеквадратичное значение электронной концентрации ${{(\langle {\rm N}_{{\text{e}}}^{2}\rangle )}^{{0.5}}}$ = 0.758 см^–3. Фактор заполнения для электронов этого газа равен F_e = $\langle {{{\rm N}}_{{\text{e}}}}\rangle {\text{/}}{{(\langle {\rm N}_{{\text{e}}}^{2}\rangle )}^{{0.5}}}$ = = 0.098, что согласуется с полученными в [18] данными для внутренней области Галактики.

5.2. Электронная концентрация ионизованного газа в области HII G 33.46+0.06

Теперь оценим значение ${{(\langle {\rm N}_{{\text{e}}}^{2}\rangle )}^{{0.5}}}$ для газа в области HII G 33.46+0.06, у которой, как показано выше, мера эмиссии ≈2900 пк/см⁶. При расстоянии до нее ≈7 кпк и угловом размере 10$\prime $ ее линейный диаметр при предположении сферической симметрии ≈21 пк, откуда среднеквадратичное значение электронной концентрации ${{(\langle {\rm N}_{{\text{e}}}^{2}\rangle )}^{{0.5}}}$ ≈ ≈ 11.8 см^–3. Видно, что значение ${{(\langle {\rm N}_{{\text{e}}}^{2}\rangle )}^{{0.5}}}$ в этой области HII в 15.5 раза больше, чем аналогичное значение, усредненное по всей области ДИГ, простирающееся от 5.5 до 9.5 кпк. Предполагая, что значения флуктуаций электронной концентрации ΔN_e ~ ${{(\langle {\rm N}_{{\text{e}}}^{2}\rangle )}^{{0.5}}}$ [5], и учитывая, что наибольший вклад в уширение импульсов пульсаров τ_psr дают области с большими значениями флуктуаций электронной концентрации ΔN_e, поскольку τ_psr ~ (ΔN_e)² [57], приходим к выводу, что большое значение уширения импульсов пульсара В1849+00 обусловлено наличием на луче зрения к нему области HII (G 33.46+0.06).

5.3. Оценка вклада области HII G33.46+0.6 в меру дисперсии и уширение импульсов пульсара В1849+00

Так как ионизованный газ в области HII (G33.46+0.06 имеет ${{(\langle {\rm N}_{{\text{e}}}^{2}\rangle )}^{{0.5}}}$ ≈ 11.8 см^–3, то предполагая, что фактор заполнения для электронов <1, находим, что среднее значение электронной концентрации этого газа <11.8 см^–3. При диаметре HII-области ≈ 21 пк, получим, что значение меры дисперсии этого газа <250 пк/см³, что составляет менее 32% от меры дисперсии пульсара В1849+00, равной 787 пк/см³ [2]. Если же в этой области HII фактор заполнения для электронов ≈0.1, т.е. такой же, как и в области ДИГ, простирающейся от 5.5 до 9.5 кпк в направлении на пульсар, то вклад HII-области G33.46+0.06 в меру дисперсии пульсара <3.2%.

Вклад этой области HII в уширение импульсов пульсара В1849+00 оценить довольно сложно, однако из сравнения меры эмиссии области HII ≈ ≈ 2900 пк/см⁶, и полной меры эмиссии газа, расположенного между наблюдателем и пульсаром ≈6150 пк/см⁶ можно предполагать, что она дает вклад в уширение импульсов пульсара чуть меньше 50%. Второй причиной большого значения уширения импульсов пульсара В1849+00 является геометрический фактор. Выше отмечалось, что наибольший вклад в уширение импульсов пульсаров дают области рассеивающей среды, расположенные примерно на середине расстояния между наблюдателем и пульсаром. Так как пульсар находится на расстоянии от 9.8 до 11.5 кпк, то области ионизованного газа, расположенные около тангенциальной точки (V ≈ 100 км/с и D ≈ ≈ 7 кпк), вблизи которой расположена область HII G33.46+0.06 и наблюдается максимум излучения в линии H166α, находятся близко от середины расстояния между наблюдателем и пульсаром, поэтому эти области могут дать более значительный вклад в уширение импульсов пульсара, чем области ДИГ, расположенные вблизи пульсара или вблизи наблюдателя.

Действительно, среда ближе 5.5 кпк от наблюдателя не дает вклада в рассеяние, так как она очень разрежена, что подтверждается слабым поглощением излучения остатков сверхновых Kes 78 и Kes79 [7, 8] и наблюдениями излучения фона в линии H166α [20, 22]. Рассеивающая среда вблизи пульсара (10–11 кпк от наблюдателя) дает мало вклада в рассеяние из-за того, что вблизи него расположено мало ярких областей HII (рис. 4), а самое главное, эта среда расположена вблизи пульсара, где значение весовой функции d(D – ‒ d)/D мало (см. формулу (4)).

5.4. Область HII G33.418-00.004

На рис. 1 видно, что к западу от пульсара В1849+00 на угловом расстоянии 6.4$\prime $ от него расположена область HII, которая наблюдается на скорости 76.5 км/с и расположена на расстоянии 9.38 кпк [19]. На картах яркостной температуры фона на частотах 5 и 10 ГГц [9, 13] видно, что область HII (G33.46+0.06) является как бы продолжением области HII G33.418-00.004 в направлении на юго-восток. Однако, если бы область HII G33.46+0.06 была бы расположена на том же расстоянии, что и область HII G33.418-0.004, то при мере эмиссии области HII G33.46+0.06 ≈2900 пк/см⁶ можно было бы наблюдать увеличение антенной температуры в линии H166α на скорости 76.5 км/с, чего не наблюдается [22]. Таким образом, маловероятно, что область HII G33.418-0.004 дает ощутимый вклад в меру дисперсии и уширение импульсов пульсара В1849+00. К аналогичному результату ранее пришел автор [4]. К тому же, так как область HII G33.418-0.004 расположена довольно близко от пульсара (расстояние до нее ≈9.4 кпк [19]), то ее влияние на уширение его импульсов сильно ослаблено из-за геометрического фактора (см. формулу (4)).

5.5. Влияние ОСН Kes 79 на параметры рассеяния пульсара В1849+00 и внегалактического источника В1849+005

В литературе иногда обсуждается вопрос о влиянии остатка сверхновой Kes 79 на рассеяние излучения пульсара В1849+00 и внегалактического источника В1849+005 [4, 58], так как этот остаток сверхновой расположен ближе к наблюдателю, чем эти два объекта [1]. Автор [4] не исключает возможности влияния ОСН В1849+00 на уширение импульсов пульсара В1849+00 и угол рассеяния внегалактического источника В1849+005. Мы полагаем, что этого влияния нет, поскольку, как показано выше, в окрестностях этого остатка сверхновой электронная концентрация мала, следовательно, и флуктуации электронной концентрации, ответственные за рассеяние, также малы [5]. Кроме того, выше было показано, что большое уширение импульсов пульсара можно объяснить влиянием области HII G33.46+0.06 без привлечения дополнительных данных. Точно также рассеяние внегалактического источника В1849+005, который расположен на угловом расстоянии от остатка сверхновой в 1.6 раза дальше, чем пульсар, можно объяснить только рассеивающей средой в направлении на него. Угол рассеяния этого источника на частоте 1 ГГц равен 0.5 [4], а мера эмиссии в направлении на него EM = = 3300 пк/см⁶, что хорошо согласуется с соотношением (5). Ранее авторы [58] также выразили сомнение по поводу влияния ОСН Kes 79 на рассеяние этого источника.