The distribution of neutral hydrogen is studied in the region defined by (1). After subtracting a broad Gaussian component, which could be interpreted as the emission of a diffuse intercloud medium, a Gaussian analysis of the resulting profiles was carried out. The principal components are listed in Table 1. Component II, the most intense one, is interpreted as being identical with feature A of Lindblad 1967. However, its, Nₕ and velocity distributions show up a strong perturbation in a large area around the Lupus Loop. It is proposed that all the other narrow width components in Table 1 were blown off from Gould's belt main HI - shell due to supernova explosion which originated in the Lupus Loop SNR. As the paper will be published elsewhere, we give here only a synthesis.Asociación Argentina de Astronomí

Olano, Carlos Alberto

Pöppel, Wolfgang G. L.

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CINEMATICA DEL HIDROGENO INTERESTELAR EN LAS REGIONES DE SCORPIUS Y LUPUSC.A. O LAÑO y ÜI.G.L. POPPELInstituto Argentino de RadioastronomíaRESUMEN: The. dtetntbutton o{ neutnat hydnogen ti etudted Zn the negion detened. by (1). A£ ten eabtnacttng a bnoad Gaueetan component, whtch coutd be tntenpneted ae the emtieton o{ a dtfáuee tntenctoud médium, a Gaueetan anatyeti the neeutting pno^itee uxu cannied out The pnincipat componente ane tieted Zn Tabte I. Component II, the moet intenee one, ie tn intenpneted ae betng identicat u)ith {entune A o{ Ltndbtad 1967. Houieven, iti, N^ -and ve toctty- dietnibutione ehou) up a etnong pentunbation tn a tange anea anound the Lapue Loop. It ti pnopoeed that att the othen nannoa) wtdth componente tn Tabte I wene btown o{{ {nom Goutd'e bett matn HI -ehett due to the eupennova exptoeton incch ontgtnated tn Zke Lupue Loop SNP. Ae the papen wtt be pubtiehed eteewhene, wu gtve hene onty a eyntheeti.KEY WORDS: Gould's belt-Lupus Loop-HI - gas.1. INTRODUCCION:Prosiguiendo con la interpretación de las observaciones en la línea de 21 cm perten^ cientes al atlas de Póppel et al (1979) en el presente trabajo se estudian la cinemática y distribución de HI dentro de la zona:320° £ £ £ 341° +7 < b £ 26°donde t y b son las coordenadas galácticas. Las observaciones se hicieron con una malla de 1? La zona (1) presenta tres interesantes sistema astronómicos: la asociación estelar del Upper Centaurus Lupus (Blaauw 1964), el Cinturón de Gould (Stothers y Frogel 1974) y el r£ manente de supernova conocido como Lupus Loop (Milne 1971).Una inspección preliminar de los perfiles de la línea obtenidos en la zona (1) sugirió la presencia en todos ellos de una componente gaussiana ancha, cuya temperatura de brillo Tg (V) está dada por la expresión:Tg (V) = H exp (-( V - Vg )2 / 2 a2 ) (2)donde H es la temperatura pico, V la velocidad radial, Vg su valor central, y a la dispejr sión de velocidades. Una posible interpretación de la (2) es que se trata de la emisión proveniente de una componente internube difusa de alta temperatura y baja profundidad óp­tica, como la descripta por Radhakrishnan (1972). Consecuentemente, luego de algunos ensa­yos satisfactorios, se ajustaron los parámetros H y o y se adoptó para Vg la expresión:Vg (£,b) = ( A sen 2t cos2b ) / | sen b | < | z | > (3)74 BOL. N°25 - ASOC. ARG. PE ASTR. dada por Falgarone y Lequeux (1973), con A = 15 Km s"^ Kpc y < | z | > = 186 pe, restando finalmente la expresión (2) de los perfiles observados. Los perfiles diferencia asi obten£ dos son los que se analizaron a la postre y representan la radiación de HI corregida por la emisión de fondo. Como ejemplo, en la figura 1 (izq.) pueden verse perfiles observados para l = 336° y en la figura 1 (der.) los mismos luego de restarles la componente ancha difusa (T& es la temperatura de brillo)2. ESTRUCTURAS DE HI PRESENTES EN LA REGIONLa estructura más intensa contenida en los perfiles aparece en las isofotas de £ o b constantes a modo de cordillera centrada a velocidades positivas. Esto puede verse muy bien en la figura 2 tomada de los datos del atlas de Póppel et al.(1979) para £=335? La cordi­llera mencionada fue analizada en el rango £=348° a 372°,b= +3 a +17 por Franco y Póppel (1978) quienes concluyeros que su velocidad concordaba bien con los valores predichos por el modelo de Lindblad et al.(1973) para un extenso objeto local conocido como "estruc tura A" (Lindblad 1967), que aparece en gran parte del cielo y que estaría relacw nado con el Cinturón de Gould.Por otro lado, Strauss et al. (1979) graficaron cualitativamente la distribución del HI asociado con la "estructura A" en el rango £=300° a 372°(véase figura 3). Sin embargo, como estos autores sólo considera^ ron el gas cuya velocidad era la velocidad VL predicha por el modelo de Lindblad et al (1973), la distribución de HI que dan no in^ cluye aquellos casos en que el gas asociado con el Cinturón de Gould pudiese tener velo^ cidades distintas de VL. La existencia de te les"perturbaciones" en la velocidad de la e£ tructura A fue comprobada en un trabajo ant£ rior (Olano y Póppel 1979), en la zona de la asociación Seo 0B2, posiblemente como conse­cuencia de la explosión de una o más superno^ vas originadas en estrellas masivas originalmente pertenecientes a dicha asociación.figura 3, también tomada de los datos del atlas de Póppel et al.(1979) esta vez para En la el valor £=330? puede verse nuevamente la cordillera mencionada. Sin embargo, esta vez la cor­dillera presenta una notable perturbación, en un rango de varios grados de longitud, inclu yendo ausencias de HI justamente en la zona correspondiente al Lupus Loop. Una ausencia de HI se nota claramente también en la figura 3 de Strauss et al.(1979).Para examinar más detalladamente la posibilidad de la existencia de una perturbación en la distribución de velocidades y densidades de columna del HI asociado al Cinturón de Gould, se hizo una descomposición de los perfiles resultantes de HI en componentes gaussia ñas. Las principales componentes encontradas, conjuntamente con algunas de sus caracterís­ticas se encuentran listadas en la Tabla I (columna 1) en orden de velocidades crecientes, BOL. N°25 - ASOC. ARG. PE ASTR. 75(columna 6) habiéndose agregado al final la componente ancha (2). Cada componente fué ana/ 1 izada dentro de la zona (1), sobre un rango de b dado en la columna 2. Las componentes nre nos intensas se analizaron solamente para b ^12° porque en muchos casos resultaba difí­cil separarlas a latitudes menores. Para la componente II (b < 12°) fué excluida también una pequeña zona alrededor de 1 = 320, b = 9 donde el análisis no era posible. En las co^ lumnas 3, 4 y 5 de Tabla I se hallan para cada componente el área subtendida en el cielo, y los valores medios de la dispersión de velocidades, 7, y de la densidad de columna N^.Como puede verse en la Tabla I, todas las componentes encontradas tienen una disper­sión de velocidades que prácticamente puede considerarse constante y común a todas ellas dentro de la precisión de las aproximaciones (el paso para a en las gaussianas fué de 0,5 Km sb- Como las latitudes y los ángulos subtendidos por las diferentes componente son re^ lativamente grandes, es bastante probable que se trate de objetos locales.La componente más intensa es por mucho la II, por continuidad se la confunde con la cordillera arriba mencionada, debiendo por lo tanto ser identificada con la estructura A de Lindblad, vale decir que se trata de gas presuntamente asociado al Cinturón de Gould. Esto resulta más evidente haciendo un estudio de su campo de velocidades y conparándolo con el predicho por Lindblad et al 1973. Además, estudiando la distribución de densidades de columna de la componente II (figura 4) resulta haber una correspondencia cualitati­va entre velocidades muy perturbadas y valores bajos de por un lado y valores altos de y velocidades poco perturbadas por el otro.Todos estos hechos sugieren que el gas de HI perteneciente al Cinturón de Gould fué intensamente perturbado en la zona del Lupus Loop. Por otro lado, el hecho de ser las com ponentes la, Ib, III y la nube 2 objetos presuntamente locales y tener todas ellas una di£ persión de velocidades pequeña y prácticamente igual a la de la componente II, parece suge rir un origen común para todas las componentes de la Tabla I (exectuando la difusa ancha). Probablemente se trate de fragmentos arrancados de la masa de gas perteneciente al Cintu­rón de Gould por acción de la explosión de supernova originaria del Lupus Loop.b2060 70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10FIGURA 2.Curvas isofotas en el plano b-v para 1 = 335°para valores de Tfj tomados a intervalos de 5o K. (de Póppel et al. 1979)76 BOL. N°25 - ASOC. ARG. PE ASTR.bVfinr/vcc)FIGURA 3.Curvas isofotas en el plano b-v para 1 = 330 para valores de tomados a intervalos de 5o K. (de Póppel et al. 1979)TABLA ICOMPONENTE RANGO DE b CONSIDERADO(°)AREA(o)2a1 km s1 1NH .1019 cm 2RANGO DE Vr _T G km sNube 2 *I aI bIIIIIII1 121 12> 12< 12> 121852591.282104772,6 + 0,43.4 + 0,22,8 + 0,33,1 + 0,53.5 + 0,23,0 + 0,5101313257210-5 a -15-4 a - 8-5 a + 10 a +10-1 a + 9 +10 a +15ancha > 7 403 12 44 -5,8 a -9,2*ver su distribución en la figura 5.FIGURA 4.Distribución de las densidades de co­lumna del HI correspondientes a la componente II. Las líneas punteadas corresponden a las isofotas del cont¿ nuo en 1410 MHz. (Milne 1971).bw340 335 330 325 320 fBOL. N°25 - ASOC. ARG. VE ASTR. 7725°20°15°b<o)335° 325°340° 330° 320’/<olFIGURA 5de HI correspondiente a la nube 2.Distribución de las densidades de columnaLa línea de puntos corresponde a la isofota del continuo en 1410 MHz (Milne 1971).AGRADECIMIENTOS:C.A.O. es becario del C.O.N.I.C.E.T y W.G.L.P. miembro de la carrera de investigador cien tifico del C.O.N.I.C.E.T.REFERENCIAS:Blaauw, A.: 1964, An. Rev. Astron. Astrophysics 2, 213Falgarone, E., Lequeux,J.: 1973, Astron. Astrophys. 25, 253.Franco, M.L., Póppel, W.G.L.: 1978, Astrophys. Sp. Se. 53, 91Lindblad, P.O.: 1967, Bull. Astron. Inst. Neth. 19, 34.Lindblad. P.O., Grape, K., Sandquist, A., Schober, J.: 1973., Astron. Astropys. 24, 309.Milne, D.K.: 1971, Austral. J. Phys. 24, 757.Olano, C.A., Póppel, W.G.L.: 1979, enviado a publicación; ver también este boletín.Póppel, W.G.L., Vieira, E.R., Olano, C.A., Franco, M.L.: 1979, First Latín American Reg. Astronomy Meeting, Sabtiago de Chile.Radhakrishanan, V., Murray, J.D., Lockhart, P., Whittle, R.P.G.: 1972, Ap. J. Supp.24, 15.Stothers, R., Frogel, J.A.: 1974, Astron. J. 79,456Strauss, F.M., Póppel, W.G.L., Vieira, E.R.: 1979, Astron. Astrophys. 71, 31978 BOL. N°25 - ASOC. ARG. VE ASTR.

Cinemática del hidrógeno interestelar en las regiones de Scorpius y Lupus

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