4. Убегающая звезда, ассоциирующаяся с Loop I

Если петли действительно являются остатками сверхновых, можно было бы ожидать нахождение проявления вспышек в наши дни.

Blaauw (1961) предположил, что убегающие звезды О-В являются выжившими побочными компонентами многочисленных звездных систем, первичные компоненты которых подверглись взрыву сверхновой. кси-Ophiucus - звезда высокой скорости 09,5 V, показывающая широкие эмиссионные линии и находящаяся на расстоянии от Солнца в ~200 пк. Это одна из трех бегущих звезд О-В в 350 пк от Солнца. Она обладает подходящим движением, которое могло бы произойти в непосредственной близости от центра Петли I около 3 х 10 лет назад. Такое кинематическое время согласуется с ожидаемым временем 5 × 10^6 лет для звезды 09,5 V, чтобы эволюционировать с главной последовательности. 

Если расстояние до касательной точки гипотетической оболочки петли I равно 120 пк, то расстояние до центра объекта - 220 пк. Такое расстояние до центра объекта означало бы, что звезда, которая могла взорваться, чтобы образовать Петлю I, скорее всего была бы членом той части ассоциации Скорпиона-Центавра, центр которой был расположен на 170 пк (Бертиау, 1958). Указанное расстояние до касательной точки полностью совместимо с результатами оптической поляризации.

По статистике бегущих звезд О-В Блау оценивает, что одна такая вспышка должна происходить в Галактике примерно каждую тысячу лет. Для такой скорости вспышки эта сверхновая должна иметь место в пределах 200 пк от Солнца с интервалами около 3 x 10^6 лет, такая же цифра, что и для кинематического возраста кси-Oph. Далее Блауу оценивает, что первичный компонент многочисленной звездной системы должен был бы выбросить массу порядка 100 масс Солнца, если бы он высвобождал высокоскоростную звезду массой 15 масс Солнца (приблизительная масса кси-Oph). Он также приходит к выводу, что начальная масса не могла быть намного больше 250 масс Солнца, или же побочный компонент массой в 10 масс Солнца был бы нарушен вспышкой. Такое событие будет означать гораздо более энергичный взрыв, чем взрыв нормальной сверхновой II типа.

Представляет интерес тот факт, что источник переменного рентгеновского излучения был недавно обнаружен в пределах пяти градусов от центра петли I (Conner et al., 1969).

5. Гипотеза сверхновой в контексте галактических петель

Ввиду большей совместимости наблюдаемого материала с гипотезой сверхновой, было сочтено целесообразным рассмотреть некоторые проблемы, связанные с этой теорией.  

5.1 Loop I: Остаток вспышки супер-сверхновой?

В разделе 4 было отмечено, что существует вероятность того, что Loop I является остатком вспышки супер-сверхновой в ассоциации Scorpio-Centaurus. Там было предложено, что это, возможно, была одна из «освобождающих О-В» вспышек Блаова. Единственными наблюдаемыми звездными событиями, которые предполагают достаточную энергию для объяснения таких явлений, представляют собой наиболее энергичный класс классификационной системы наблюдаемой сверхновой, сделанный Цвикки (1964), вспышки типа III. Этим Цвикки определяет, что выброшенная масса была порядка 100 масс Солнца, и при начальной скорости расширения около 12000 км / с. Была предпринята попытка выяснить, могут ли такие события объяснить как остаток, обладающий свойствами Loop I, если его центр находится в ассоциации Scorpio-Centaurus, так и убегающую звезду динамического возраста кси-Ophiucus, 3 x 106 лет. Для этого начальный импульс сверхновой типа III был приравнен к текущему импульсу гипотетической оболочки Hi, принимая массу оболочки на расстоянии до центра петли 220 пк из таблицы 1. Это дает текущую скорость оболочки около 25 Км / с, своего рода низкая скорость, которую можно было ожидать для очень старого остатка с нейтральной водородной оболочкой. Шкловский (1960) показал, что при сохранении импульса возраст остатка составляет четверть радиуса, деленного на скорость. Для радиуса петли I на предполагаемом расстоянии и с вычисленной скоростью оболочки достигается возраст 2 × 106 лет, сравнимый с указанным выше динамическим возрастом. Таким образом, хотя величины, полученные здесь, являются очень приближенными, следует учитывать возможность того, что по крайней мере петля I может быть остатком вспышки III типа.  

Представляет интерес тот факт, что вспышки супер-сверхновой были привлечены и для объяснения звездных и HI-колец, обнаруженных в Магеллановых Облаках и других галактиках. Хейворд (Hayward, 1964) находит такие кольца во внешних галактиках с диаметрами от 100 пк до 5000 пк. Кроме того, оболочка HI была найдена Катгертом (1969) в плоскости Галактики вблизи l = 60°. Он оценивает расстояние между 2 и 8 кпк. Если бы этот объект находился на расстоянии 3 кпк, он имел бы радиус 100 пк и массу оболочки 10^5 масс Солнца.