3.3.4 Сравнение с наблюдениями

Вычисления эволюции сверхоболочек выполнены для сглаженного крупномасштабного распределения плотности газового диска. В расчетах не учитывалась возможность взаимодействия ни с гигантскими комплексами молекулярных облаков, ни с другими сверхоболочками. Такие эффекты, как ожидается, играют важную роль в центральных частях неправильных галактик (см. обсуждение в [54]), и в спиральных галактиках. Подобные явления могут менять видимое направление ориентации дыр в распределении HI, что может усложнить проводимый нами анализ.

Точность определения ширины зон 1A и 1B ограничена конечным числом полярных углов $\theta$ , для которых были проведены вычисления, и равна $10^{\circ}$ . Наилучшими индикаторами направления спина галактики являются дыры, расположенные в наружных областях галактики. Сравнение с наблюдениями проводилось с учетом данных ограничений.

Наблюдаемые значения углов $\varphi$ для галактик HoII и М31 брались из работ [55,5] с использованием следующей формулы:

$\begin{displaymath} \varphi=P.A._h-\beta+90^{\circ}, \end{displaymath}$

(3.32)

где

-- позиционный угол большой оси дыры, $\beta$ -- полярный угол центра дыры в картинной плоскости. Углы $\varphi$ были определены для 24 HI дыр в HoII. Оставшиеся 18 почти круглых дыр (с отношением малой к большой оси

), и 9 дыр с позиционным углом большой оси $P.A._h=0^{\circ}$ были исключены из дальнейшего анализа (см. обсуждение в [5]). Число объектов с углом $\varphi$ в интервалах $0^{\circ} \leq \varphi <90^{\circ}$ и $90^{\circ} \leq \varphi <180^{\circ}$ приведено в таблице 3.3.

Из таблицы 3.3 видно, что ориентация многих наблюдаемых оболочек в HoII (где эффект дифференциальности галактического вращения достаточно мал) не следует прямо теоретическим предсказаниям. Данные показывают значительную вариацию ориентаций больших осей дыр, и общая тенденция отклоняется от предсказываемой. Такое различие возможно обусловлено сильно неоднородным на локальных масштабах распределением межзвездной материи (например, взаимодействием расширяющейся оболочки с облачными комплексами или с другими оболочками).

**Таблица 3.3:** Ориентация дыр HI в галактике HoII (наблюдения)
Номер зоны	$0^{\circ} \leq \varphi <90^{\circ}$	$90^{\circ} \leq \varphi <180^{\circ}$

Вся галактика ()
1	11	8
2	2	1
3	1	1
Внешние части галактики ( кпс)
1	11	6
2	2	0
3	1	1

Таблица 3.3 указывает на то, что вектор углового момента вращения HoII направлен от наблюдателя, хотя распределение ориентаций наблюдаемых дыр в этой галактике и не следует строго предсказаниям теории. Наружные части этой галактики показывают преобладающую концентрацию дыр в интервале $0^{\circ} \leq \varphi <90^{\circ}$ , тогда как оболочки возле центра галактики имеют более случайное распределение. Данное определение направления углового момента вращения не согласуется с результатами Караченцева [85], где спин направлен к наблюдателю.

**Таблица 3.4:** Ориентация дыр HI в галактике М31 (наблюдения)
Номер зоны	$0^{\circ} \leq \varphi <90^{\circ}$	$90^{\circ} \leq \varphi <180^{\circ}$

1	0	5
2	5	13
3	23	10

Число дыр с углом $\varphi$ в интервалах $0^{\circ} \leq \varphi <90^{\circ}$ и $90^{\circ} \leq \varphi <180^{\circ}$ в галактике М31 представлено в табл. 3.4. Аналогично HoII, здесь также исключены из рассмотрения объекты с отношением малой к большой оси

, и с позиционным углом, равным $0^{\circ}$ . Ориентация дыр во всех трех зонах прекрасно согласуется с предсказаниями теории. Большинство дыр в зоне 2 имеют ориентацию $90^{\circ} < \varphi \le 180^{\circ}$ , тогда как большинство объектов в зоне 3 попадают в интервал $0^{\circ} < \varphi \le 90^{\circ}$ . Наблюдаемые углы в зоне 1 сконцентрированы в интервале $90^{\circ} \leq \varphi <180^{\circ}$ , и отсюда можно заключить, что вектор углового момента вращения М31 должен быть направлен в сторону наблюдателя. Этот результат согласуется с анализом распределения пылевой материи в этой галактике [85], а также с определением направления закручивания спиральных рукавов [4] (см. с.