Диффузные газовые туманности

 

Газовые диффузные туманности, обычно весьма клочковатые, сильно концентрируются к галактическому экватору. Они бывают самых разнообразных размеров и неопределенных очертаний. Из них наиболее известны туманности Ориона (рис. 169 и на вклейке), Лагуна, Омега, Трехраздельная, Пеликан, Северная Америка. Но существуют и такие более ясно очерченные объекты с усилением яркости к периферии (периферические туманности), как Розетка. В ее середине находится рассеянное звездное скопление, состоящее из горячих звезд классов О и В. Существуют еще немногочисленные волокнистые туманности. Самая известная из них NGC 6960 и 6992, или Рыбачья сеть в созвездии Лебедя является, однако, как полагают, остатком сверхновой звезды (рис. 170).

 

Рис. 169. Диффузные туманности в созвездии Ориона. (Фотография Д. Я. Мартынова.)

Фотографии, сделанные через красный светофильтр, подавляют свечение ночного неба и позволяют выявить в лучах красной водородной линии очень слабые туманности. Много их открыл на Крымской обсерватории Г. А. Шайн со своими сотрудниками. Он, а также В. Г. Фесенков и Д. А. Рожковский издали прекрасные атласы фотографий этих объектов, показывающие их тонкие детали, в которых можно видеть явные признаки турбулентных движений.

 

Рис. 170. Волокнистые туманности в созвездии Лебедя. (Фотография Д. Я. Мартынова.)

В туманности Ориона такие движения проявляются и в различии лучевых скоростей от места к месту.

Насчитывают около 300 диффузных газовых туманностей, но их число и размеры в каталогах весьма произвольны в силу того, что часто встречаются комплексы туманностей и каждый такой комплекс можно считать одной туманностью; с другой стороны, можно считать самостоятельной туманностью каждую деталь сильно клочковатой, затейливой туманности.

Под туманностью Ориона, самой яркой, понимают обычно сияние, около одного градуса в поперечнике, окутывающее четыре звезды класса О, называемые «трапецией Ориона». Но слабые туманные области простираются и много дальше и окутывают почти все громадное созвездие Ориона.

Обширные области свечения с неопределенными границами часто встречаются в полосе Млечного Пути и называются водородными полями или областями НИ, так как в них светится в основном ионизованный водород в процессе рекомбинации, как и в планетарных туманностях.

Хаббл давно доказал, что источником свечения газовых туманностей является облучение их ультрафиолетовым светом горячих звезд классов О и В0 ‑ В1, но не более холодных. Так как температура этих звезд ниже, чем температура большинства ядер планетарных туманностей, то в них ионизация и возбуждение ниже: яркие ультрафиолетовые линии λλ 3727‑3729 кислорода сильны, а зеленые линии кислорода слабы.

Звезда (или ряд звезд), возбуждающая свечение, бывает и внутри туманности, и на ее краю, и даже вне ее, поблизости. Поэтому, а также иногда вследствие удаленности от нас, установить, какая звезда вызывает свечение туманности, не удается. Такие звезды не найдены для ряда волокнистых туманностей, свечение которых имеет, может быть, даже другое происхождение.

Свечение диффузных туманностей и водородных полей так слабо, что получить их спектры удается только при помощи особо светосильных небулярных спектрографов. Лучевые скорости их того же порядка, что и у звезд, их освещающих, но возможно, что взаимная связь туманности со звездой временная и случайная, а не генетическая, как у планетарных туманностей и их ядер, которые имеют большие пекулярные скорости, доходящие до 200 км/сек.

У Диффузных туманностей скорости меньше и в основном свидетельствуют об их участии во вращении вокруг центра Галактики в плоскости Млечного Пути по орбитам, близким к круговым, тогда как планетарные туманности имеют, вероятно, более вытянутые орбиты и большие хаотические скорости.

В своей совокупности диффузные газовые туманности и водородные поля образуют клочковатый слой газа, толщиной около 200 парсек (около 600 световых лет), в плоскости галактического экватора. Этот слой совпадает со слоем горячих гигантов и без них газовые облака не светились бы.

Горячий гигант внутри облака газа вызывает его свечение только в соответствии с размером обусловленной им зоны Стремгрена (зоны полной ионизации водорода). Вне ее газ невидим, и, вероятно, большинство светлых туманностей окружено зонами невидимого нейтрального водорода. По аналогии с диффузными туманностями, видимыми в ближайших к нам спиральных галактиках поздних типов и в нашей Галактике, считают, что они располагаются вдоль спиральных ветвей. Поэтому локализацию спиральных ветвей нашей Галактики стараются установить прежде всего по расположению в ней горячих гигантов и диффузных туманностей. Но часто забывают, что эти данные не независимы, так как за расстояние до туманностей принимают расстояние до звезд, возбуждающих их свечение и иногда, может быть, неверно признанных за таковые. Другого способа определения расстояний до диффузных туманностей нет.

Расстояние до горячих звезд оценивается довольно приблизительно из сравнения принятой для них абсолютной звездной величины с видимой звездной величиной. Абсолютные величины установлены еще не очень уверенно. Требуется также учесть влияние межзвездного поглощения света вблизи галактической плоскости и на большом протяжении. Этот учет еще неточен. Некоторое различие в пространственном распределении горячих гигантов и диффузных туманностей состоит в том, что иногда в местах большого скопления гигантов туманностей нет.

Массы диффузных туманностей определяют, анализируя «меру эмиссии». Так называют произведение n2еХl, где nе ‑ электронная концентрация, а l ‑ предполагаемая толщина туманности в парсеках. Следовательно, эта величина, пропорциональная поверхностной яркости, характеризует число атомов водорода на луче зрения в столбике сечением 1 см2 с длиной, равной толщине туманности.

Определив электронную температуру или приняв ее за 8000°, по мере эмиссии находят nе, подставляя принятое значение l. Можно обнаружить свечение с мерой эмиссии, равной всего лишь нескольким десяткам. Плотности диффузных туманностей обычно оказываются в пределах от десятка до сотни электронов (протонов) на 1 см3, а в центре туманности Ориона плотность доходит до 1000 и больше, но в общем плотности их ниже, чем в планетарных туманностях. В водородных полях плотность падает до nе=1.

Умножая массу протона на пе и на объем туманности (иногда условный), получаем массу последней. Первые такие определения были сделаны в лаборатории автора О. Д. Докучаевой для туманности Ориона и Д. П. Гук для туманности Омега. Получились массы 166 и 515 масс Солнца соответственно. Позднее Г. А. Шайн, В. Ф. Газе и другие нашли, что массы отдельных туманностей колеблются от 0,1 до сотен масс Солнца, а массы комплексов составляют тысячи масс Солнца. Наименьшие диффузные туманности близки по массе к планетарным. Что касается размеров, то они у диффузных туманностей колеблются от долей парсека до десятков парсек.

В газовых туманностях иногда наблюдается и непрерывный спектр той или иной интенсивности. Иногда он, несомненно, принадлежит пыли, особенно когда на фоне туманности видны темные прожилки, как в Трехраздельной туманности. В туманности Ориона много пыли; это видно из того, что погруженные в нее горячие звезды, как говорят, сильно покраснены. При такой плотности пыли на протяжении парсека она производила бы поглощение в 10 звездных величин!

В одних туманностях пыли больше, в других меньше, иногда одна часть туманности пылевая, другая газовая. Отсутствие следов газового спектра во многих пылевых туманностях не означает еще, что в них газа нет. Освещающие их звезды В1 и более поздних классов не могут вызвать нужную ионизацию и свечение газа, но все же его в пылевых туманностях мало, так как согласно расчетам даже при плотности ne=10‑15 звезды В2‑ВЗ вызвали бы заметное свечение газа. Но неясно обратное: почему нет чисто отражательных туманностей, освещенных звездами классов О и В0?

Во многих газовых туманностях, как показали наблюдения и расчеты Г. А. Шайна и С. Б. Пикельнера, непрерывный спектр обусловлен не пылью, а двухквантовыми переходами, как в планетарных туманностях, тогда как раньше этот спектр приписывали пыли. В ярких газовых туманностях, может быть, и есть пыль, но она светится отраженным светом так слабо, что ее непрерывный спектр не заметен на фоне яркого спектра, вызванного двухквантовыми переходами в газе.

Большие массы диффузных туманностей посылают весьма заметное тепловое радиоизлучение.

Много исследований посвящается сейчас газодинамическому исследованию судьбы диффузных туманностей. Тяготение может, конечно, удерживать от рассеяния большую массу холодного газа. Но в Галактике все находится в движении.

Недостаточное знание распределения плотностей и других условий в реальных туманностях, их разнообразие, различия в постановке и решении теоретической задачи не привели пока к однозначным выводам о том, рассеиваются ли диффузные туманности, либо в них происходит конденсация. Наблюдения также пока еще не могут ответить на этот вопрос. Согласно некоторым работам холодный газ может конденсироваться в звезды и в пылинки, если имеются ядра конденсации в виде сложных тяжелых молекул или иные. Горячий, ионизованный газ конденсироваться никак не может.

Зародыши пылинок, сталкиваясь друг с другом и с атомами холодного газа, могут в одних случаях сливаться и расти, в других случаях испаряться. Это влияет и на плотность окружающего газа. Получается очень сложная картина, в которой большое внимание привлекают вторжения темной материи в светлые области ионизованного газа. При этом свечение по периферии темной массы усилено, образуя светлый, резкий ободок вдоль ее края, всегда обращенного к звезде. Особенно узкие клинья темных вторжений получили за свой вид название «слоновые хоботы».

Плотность ионизованного газа в светлом ободке сильно повышена, а темная область содержит холодный газ, перемешанный с уплотненной пылью. Теоретическая трактовка описанного явления опирается на то, что когда горячая звезда облучает холодный газ, то ионизация в нем распространяется быстрее, чем волна давления нагреваемого газа. Светлый ободок получается, когда ионизационный фронт подходит к плотному облаку газа со стороны горячей звезды. Если на пути фронта встречается область очень большой плотности, она остается неионизованной, и фронт огибает эту флуктуацию. Это и приводит к включениям областей Н I в области Н II в виде «слоновых хоботов». Сжимание холодного газа в области «слонового хобота» давлением газа зоны Н II может привести к полной изоляции газового сгустка и дать начало возникновению глобулы. Сжатие глобул горячим газом и образование в них так называемой кумулятивной сходящейся ударной волны облегчают их гравитационную конденсацию.

Особый случай представляют собой волокнистые туманности округлых очертаний в целом, вроде Рыбачьей сети в созвездии Лебедя. Но они очень немногочисленны и, по‑видимому, являются результатом вспышек сверхновых звезд. О них мы уже рассказывали. Но волокнистость часто проявляется в туманностях, вытянутых обычно вдоль Млечного Пути. Эта вытянутость не может объясняться действием

различия в скорости обращения туманностей около центра Галактики на разных от него расстояниях. По‑видимому, вытянутость туманностей обусловлена характером магнитного поля Галактики, силовые линии которого лежат в ее плоскости и вдоль спиральных ветвей.

Г. А. Шайн нашел подтверждение этому предположению, сопоставляя направления вытянутостей туманностей с данными о поляризации света звезд. Магнитное поле допускает движение газа вдоль силовых линий и тормозит движение поперек них. При расширении туманности она и растекается вдоль линий поля, вдоль спиральной ветви. Сдерживающее действие магнитного поля, сгущение силовых линий в одних местах и их разрежение в других местах, по‑видимому, и обусловливают волокнистую структуру больших туманностей, вытянутых вдоль Млечного Пути. Ионизованный проводящий газ удерживает в себе силовые линии поля и перемещается вместе с ними. При сильных хаотических движениях силовые линии вместе с потоками газа запутываются, напряжение поля усиливается, а вместе с ним уплотняются газовые потоки, что, вероятно, и создает волокнистую структуру в обширных газовых туманностях, как, например, в созвездии Лебедя.

 

Планетарные туманности

 

Более внимательное изучение фотографий, на которых планетарные туманности видны лучше, показывает, что одни из них выглядят как равномерно светящиеся или как пятнистые диски, другие имеют вид колечка или колечка на фоне диска. Реже встречаются более сложные и даже загадочные формы, но, как правило, планетарная туманность симметрична и резко очерчена. Угловой диаметр самых гигантских планетарных туманностей составляет половину углового диаметра Луны, т. е. 1/4 градуса. Некоторые из них, более примечательные, получили забавные названия по сходству с чем‑либо: Сова, Эскимо, Сатурн. Многие планетарные туманности так малы, что даже в наибольший телескоп неотличимы от звезды. Как же их тогда обнаруживают? Решает дело спектр.

Спектры подавляющего большинства звезд непрерывные, с темными линиями. Во всяком случае, они содержат обычные линии известных химических элементов. Спектры же газовых туманностей ‑ это спектры разреженных газов; они содержат так называемые запрещенные линии, не наблюдаемые в земных лабораториях, и возникают лишь в крайне разреженных газах при условии, что газ облучают очень разреженные потоки света. Об этом мы уже говорили в разделе «История двух незнакомцев».

 

Рис. 171. Планетарная туманность в созвездии Лисички. (Фотография автора.)

Среди запрещенных линий, наблюдаемых только в газовых туманностях, первыми были замечены самые яркие ‑ две зеленые линии, которые были приписаны неизвестному газу, имеющемуся только в туманностях. От латинского слова «небула» (туманность) этот газ получил название небулий, а его линии называют небулярными. В планетарных туманностях зеленые линии небулия ярче, чем сине‑зеленая линия бальмеровской серии водорода Нβ. Это их и выдает.

До второй мировой войны было открыто всего лишь около полтораста планетарных туманностей. Сейчас их известно уже более 700.

В 1887 г. Дрейер в Англии составил каталог, содержащий почти 8 тысяч звездных скоплений и разных туманностей. Туманности часто обозначаются номерами по этому каталогу, например NGC 6720, где NGC есть сокращенное обозначение «Нового генерального каталога» Дрейера. Дополнение к нему, опубликованное в 1894 и 1908 гг., обозначается IC.

В каталоге Дрейера в основном содержатся галактики, которых тогда не умели еще распознавать. Находить в нем немногочисленные планетарные туманности, где к тому же о них нет необходимых и известных сейчас сведений, крайне неудобно. Кроме того, в нем нет множества туманностей, открытых позднее. Поэтому автор этой книги, начиная с 1931 г., составлял уже три раза специальные каталоги планетарных туманностей, дающие о них все важнейшие сведения ‑ положение на небе, размер, яркость, физические свойства и т. д. Из этих трех каталогов последний содержит около 600 туманностей и в литературе сокращенно обозначается VV. Некоторые планетарные туманности имеют еще другие обозначения, на которых мы останавливаться не будем.

Как их открывают? Фотографировать спектр каждой слабой звезды обычным спектрографом, чтобы узнать, не планетарная ли это туманность ‑ безнадежно долгое занятие. Ведь известные ранее планетарные туманности имеют суммарный блеск звезд от 7‑й до 13‑14‑й звездной величины. Звезд же 15‑й звездной величины уже около 15 миллионов, а более слабых еще больше.

Для обнаружения планетарных туманностей часто применяют объективную призму. Это призма с углом преломления 3‑7°, которую ставят теперь перед светосильным телескопом с отверстием 25‑60 см. Он охватывает площадь неба порядка 3x5° и фотографирует в виде ниточек спектры всех звезд, которые при данной экспозиции оставляют в определенной области неба свой след. Получаются сразу ниточные спектры сотен звезд, среди которых спектры планетарных туманностей сразу выделяются тем, что они выглядят как цепочка бусинок. Бусинки ‑ это монохроматические изображения планетарной туманности в лучах небулярных, водородных и других линий (см. рис. 168). От очень слабых планетарных туманностей получается только одно изображение самой яркой линии, которой бывает либо главная зеленая линия небулия, либо красная водородная линия На. Немало таких туманностей было открыто в Абастуманской обсерватории в Грузии.

Большие туманности с низкой поверхностной яркостью открывают по снимкам, полученным со светосильными телескопами, применяя иногда красный светофильтр, который ослабляет гяешающий выявлению туманностей фон ночного неба.

Из‑за малости масштаба снимков, на которых делаются эти открытия, для большинства из найденных 700 планетарных туманностей известно, и то с недостаточной точностью, их положение на небе, да в лучшем случае их суммарный блеск. О диаметре же их, структуре, линиях спектра ничего не известно, и наши сведения опираются пока на наблюдение полусотни наиболее ярких или крупных объектов.

В центре достаточно крупных планетарных туманностей обычно видна слабая звездочка. Как правило, она слабее, чем суммарный блеск ее туманной оболочки. На основе известной сейчас причины свечения туманностей можно утверждать, что в каждой из них есть такая звездочка ‑ ядро. Оно невидимо лишь из‑за слабости блеска. Изучать ядра еще труднее, чем сами туманности, так как они редко бывают ярче 10m часто 16m‑18m или вообще невидимы.

Спектры ядер бывают трех видов: класса О с темными линиями, типа Вольфа ‑ Райе с яркими полосами и непрерывные, без всяких линий. Последнее может быть обусловлено как крайне высокой температурой, так и очень сильным эффектом Штарка (расширения спектральных линий в межатомных электрических полях), если атмосферы ядер очень тонки и сильно уплотнены. Таким образом, ядра являются, судя по типу их спектра, такими же горячими, как и самые горячие из обычных звезд. Ядра изучены пока еще мало. По наполовину гипотетическому расчету автора этих строк, основанному на статистике распределения планетарных туманностей в пространстве, масса ядер составляет в среднем около двух масс Солнца. Это много меньше, чем масса обычных звезд класса О и даже Вольфа ‑ Райе.

Замечательное явление обнаружено в гигантской туманности NGC 7293, сфотографированной 5‑метровым телескопом в красных лучах водорода. Вероятно, она наиболее близка к нам. Расстояние до нее едва ли больше 100 парсек, т. е. 300 световых лет. Поэтому только в ней пока и обнаружены сотни тончайших волокон, направленных строго радиально к ядру. Эти волокна, по‑видимому, и составляют внутреннюю, более яркую половину ее кольца, но они наблюдаются и внутри него на темном фоне внутренности кольца, далеко не доходя до ядра. Толщина совершенно прямых волокон около 1",5 ‑ на пределе разрешения телескопа, а длина порядка 1000 астрономических единиц. Эти тончайшие волокна, однако, грандиозны, если учесть расстояние до туманности. Их толщина вдвое больше, чем диаметр орбиты планеты Плутон, а длина составляет около светового месяца. Природа и происхождение волокон еще совершенно не известны. Несомненно, что они имеют самое прямое отношение к формированию оболочки и как‑то связаны с ее ядром.

В общем планетарные туманности имеют простые очертания и четкий край. Однако это не всегда так. Например, туманность NGC 2440 затейливо хаотична. На ее периферии много растрепанных волокон. Увеличение экспозиции превращает ее в значительно большую по размерам и более правильную туманность, по очертаниям сходную с бабочкой. Наконец, передержанное изображение рисует ее как почти правильный эллипс с совершенно резким и ярким краем.

Туманность в Лире NGC 6720 сотни лет была известна как кольцевая с резким краем (см. цветной рис. в конце книги). Снимки 1964 г. показывают у нее вторую, внешнюю, очень слабую оболочку и третью оболочку с неровным краем, еще более слабую. В результате диаметр туманности «стал» в 2,5 раза больше.

У некоторых планетарных туманностей еще раньше были обнаружены очень слабые придатки, иногда в виде тонких и слабых прямых или эллиптических, иногда в виде спиральных волокон, как у NGC 650‑1. При малой экспозиции она выглядит как неправильный четырехугольник, а при большой экспозиции волокна на ее краях похожи на «рукоятки», как бы приделанные к ней. Ионизация в придатках и волокнах меньше, чем в основной массе туманности. Они излучают преимущественно в лучах водорода и ионизованного кислорода.

Особо следует обратить внимание на ярко выраженную волокнистую структуру ряда дискообразных туманностей. Волокна коротки, имеют вид червячков и соответствуют местным уплотнениям газа. В промежутках между ними излучение слабо, что создает эффект так называемой скважистости. В промежутках между волокнами излучение ядра может уходить в пространство не использованным для свечения туманности. Это затрудняет определение истинной средней плотности и массы туманностей при применении некоторых методов. Когда в какой‑либо части туманности плотность вдвое больше, то излучение в запрещенных линиях там больше вдвое, а в линиях водорода больше вчетверо. Считают, что оболочка туманности заполнена газом на 30‑70 %, но в разных туманностях эта величина должна быть различна.

 

Расширение планетарных туманностей

 

Одним из важнейших свойств планетарных туманностей является их расширение, открытое благодаря изучению линий их спектров, полученных с большой дисперсией. Когда дисперсия спектрографа достаточно велика, а линия спектра имеет заметную ширину, то можно изучить структуру планетарной туманности. При этом вскрываются важные дополнительные данные.

Если щель спектрографа покрывает целиком изображение туманности по диаметру, то линия спектра оказывается расщепленной посередине. С удалением щели от центра расщепление уменьшается, и на краях диска обе компоненты линии сливаются в одну. По малой ширине компонент расщепленной линии можно судить, что в слое газа, образующем оболочку туманности, скорости молекул соответствуют тепловым скоростям и что в туманности нет заметных турбулентных движений. Расщепление же всех линий спектра в середине можно объяснить только радиальным расширением туманности, которая представляет собой оболочку, полую внутри и прозрачную для собственных излучений. Эта прозрачность обусловлена крайне малой плотностью оболочки. Прозрачность планетарных туманностей в общих лучах видна из следующего факта: сквозь гигантскую планетарную туманность в созвездии Водолея NGC 7293 (Хеликс) видны далекие галактики.

При расширении центр поверхности полусферы, обращенной в нашу сторону, приближается к нам, а лучевая скорость его равна скорости расширения. Центр поверхности противоположной полусферы при расширении удаляется от нас, а его скорость по лучу зрения тоже равна скорости расширения. В этой точке линия спектра смещена максимально к красному концу спектра, тогда как от центра передней полусферы точка линии смещена максимально к синему концу спектра. Таким образом, половина расстояния между компонентами расщепленной линии, т. е. полуширина всей линии, соответствует истинной скорости расширения. В соответствий с принципом Доплера эта полуширина раздвоенной линии, выраженная в разности длин волн в ангстремах, может быть пересчитана в скорость, выраженную в километрах в секунду. Дальше от видимого центра скорость расширения направлена под углом к лучу зрения. Ее проекция на луч зрения меньше и смещение спектральной линии от нормального положения тоже меньше.

 

Рис. 172. Расщепление линии спектра в расширяющейся планетарной туманности

На краях видимого диска туманности скорость расширения перпендикулярна к лучу зрения и соответствующие точки линии спектра занимают нормальное положение. Впрочем, и эти точки смещены от нормального положения на величину, соответствующую скорости движения по лучу зрения всей туманности как целого. Эти лучевые скорости имеют также немалое значение для изучения туманностей, тем более, что вследствие удаленности от нас туманностей при движении они почти не перемещаются по небу. Вследствие этого полная (пространственная) скорость их определяется неточно. Если бы туманность не была совершенно прозрачной для собственных излучений из‑за своего крайнего разрежения, мы не наблюдали бы красной компоненты расщепленной линии, образованной удаляющейся полусферой туманности.

Когда скорость расширения мала и велрхчина расщепления линии лишь не намного превосходит ширину компонент, обусловленную тепловым, хаотическим движением атомов в оболочке, то вместо явного расщепления наблюдается лишь расширение линий. Если толпщыа или плотность передней и задней полусферы сильно различаются, то интенсивности компонент расщепленной линии заметно различны.

Заметим, что общего наклона спектральных линий с достоверностью не обнаружено, что говорит об отсутствии у планетарных туманностей заметного вращения вокруг оси. Если бы туманности вращались, то в силу закона сохранения момента количества вращения в ранних стадиях расширения, когда туманность была в тысячи раз меньше, чем теперь, ее вращение было бы таким быстрым, что она вообще не могла бы существовать.

Что касается самих скоростей расширения, то в исследованных случаях они составляют 15‑30 км/сек, достигая максимума 53 км/сек у NGC 2392. У туманностей малого углового размера расширение обнаружить нельзя.

Общая картина расширения, выводимая из вида спектра, осложняется в деталях. У некоторых туманностей, особенно у IC 418, существует общее уменьшение скорости расширения с ростом потенциала ионизации данных атомов, т. е. с ростом энергии, нужной для их ионизации. В то время как одни газы почему‑то быстро расширяются со скоростью до 23 км/сек, другие, например водород, совсем не показывают расширения. Между тем и эта зависимость имеет исключения. Например, некоторые атомы с таким же потенциалом ионизации, как водород, удаляются от звезды со скоростью 10 км/сек. У других планетарных туманностей все газы в оболочке движутся наружу одинаково. Эти различия от туманности к туманности и от одного сорта атомов к другому, вместе с незнанием иногда точного их относительного распределения в оболочке, мешают дать всем этим фактам окончательное объяснение. Вероятно, описанные детали связаны с различием силы светового давления для разных атомов, со степенью их переме‑шанности или разделения в пространстве, с температурой ядра, а может быть, и с начальными условиями расширения.

Естественно желание проверить непосредственно расширение планетарных туманностей, установленное по спектру. Для этого надо обнаружить угловое увеличение диаметра туманностей. Наиболее обстоятельна последняя работа Лиллера и его сотрудников в США. Они сделали снимки некоторых туманностей, у которых, по расчету автора этих строк, сделанному еще в 1948 г., можно было ожидать наиболее заметное угловое расширение. Эти снимки они сравнили со снимками, сделанными на том же телескопе лет на 60 ранее.

В восьми случаях угловое расширение оказалось меньше ожидаемого, а в шести случаях вообще отсутствует и не может быть объяснено ошибкой в оценке расстояния до туманностей, но может объясняться предположением о поддержании плотности туманности за счет выброса вещества ядром (заметим, что ошибки, неизбежные при измерении любых малых величин, скорее бы преувеличили изменение диаметров туманностей, а не преуменьшили). В одном случае, по‑видимому, наблюдается согласие углового и линейного расширений и зависимость расширения от расстояния вещества от ядра. При другой оценке расстояния опять требуется привлечение гипотезы пополнения массы оболочки непрерывным истечением газа из ядра.

Хотя масса ядер туманностей и неизвестна, а расстояния до них, а следовательно, и размеры оболочек известны неточно, несомненно следующее. Скорости расширения в 10 км/сек и более превосходят в оболочке скорость отрыва ее от ядра. Тяготение к ядру не может остановить их расширение, и они расширяются практически с постоянной скоростью. Несомненно также, что при постоянстве этой скорости уже через несколько десятков, максимум сотен тысяч лет оболочка планетарной туманности настолько расширится, что перестанет быть видимой и рассеется в пространстве. Итак, планетарные туманности, как впервые отметил автор этих строк еще в 1931 г., являются поставщиками рассеянного газа в мировое пространство.

Интересен также другой вывод. Очевидно, 104‑105 лет назад расширяющаяся оболочка была размером со звезду, т. е. еще только отделилась от ядра и начала расширяться. Значит, в космическом смысле планетарные туманности ‑ очень молодые образования, они возникли совсем недавно, они моложе даже, чем сверхгиганты, возраст которых оценивают в 106‑108 лет. Сверх того, планетарные туманности эфемерны, их жизнь очень коротка. Эти космические мотыльки «живут» не более чем 105‑106 лет. Это не значит, однако, что их ядра также эфемерны. Это могут быть старые звезды, которые будут светить, заметно не меняясь, еще долго после того как их оболочка рассеется. Впрочем, если иногда межзвездная среда тормозит расширение туманностей или если ядро пополняет оболочку газом, жизнь планетарной туманности может затянуться.

 

Эволюция планетарных туманностей и их ядер

 

Температуру ядер планетарных туманностей нельзя определить способами, применяемыми к обычным звездам, потому что линии их спектра часто либо ярки и широки либо плохо видны, либо совсем не видны. По распределению энергии в непрерывном спектре температуру горячих ядер тоже нельзя определять, так как это распределение в видимой области спектра мало меняется с температурой.

Занстра указал на возможный способ определения температуры ядра. Идея его состоит в том, что яркость туманности в видимых линиях спектра отвечает энергии в далеком ультрафиолетовом спектре ядра, ‑ там, где кванты достаточно мощны, чтобы ионизовать атомы оболочки туманности и отрывать от них электроны при столкновении. Так, по яркости туманности в видимых линиях водорода можно определить яркость далекого ультрафиолетового участка спектра ядра с длиной волны короче 912 А (более длинноволновые кванты уже не могут ионизовать водород). Сравнение числа этих квантов с числом квантов в видимой области спектра ядра позволяет уже точно определить температуру его, если ядро излучает как абсолютно черное тело (для последнего распределение энергии во всем спектре в зависимости от температуры известно теоретически).

Недавно Г. С. Хромов использовал размеры зон ионизации разных атомов и из них получил значения энергии в трех точках ультрафиолетового спектра ядра. Исходя из этих значений энергии и применив формулу Планка, он получил температуру, характеризующую ультрафиолетовый участок спектра, около 150 000°. В более длинноволновой области спектр ядра представится формулой Планка для более низкой температуры. В 1965 г. сотрудница лаборатории автора Р. И. Носкова нашла хорошее соответствие видимой части спектра десятка ядер формуле Планка при температурах от 15 до 65 тыс. градусов.

Вопрос о температуре ядер остается еще плохо разработанным. Надо ожидать большой ее дисперсии, потому что ядра со спектрами поглощения О9‑О5, вероятно, имеют такие же температуры, как обычные звезды этого класса, т. е. не выше 35 000°.

Автор этих строк еще много лет назад нашел, что температуры ядер со спектром Вольфа ‑ Райе выше, чем ядер со спектром классов О9‑О5. Самые высокие температуры находят у ядер с непрерывным спектром, не имеющим никаких линий ‑ ни темных, ни ярких. Первое согласуется с тем, что мы имеем для обычных звезд О и Вольфа ‑ Райе, а горячие звезды с непрерывным спектром, помимо ядер планетарных туманностей, неизвестны, если не говорить о двух‑трех белых карликах.

Каковы бы ни были окончательные данные о расстоянии отдельных конкретных планетарных туманностей, незыблемым остается вывод, сделанный еще 35 лет назад при первых оценках расстояния до этих объектов, о том, что светимости ядер в среднем гораздо ниже, чем светимости обычных горячих звезд с такими же спектрами и температурами, но не имеющих обширных туманных оболочек. Более того, учитывая бесспорно большую дисперсию светимости ядер, можно было сказать, что по крайней мере некоторые ядра сходны с белыми карликами типа спутника Сириуса.

Ядра еще более сходны с бывшими новыми звездами и по температуре, и по спектру, и по светимости. Их правильнее было бы даже назвать, как я предлагал, голубыми или ультрафиолетовыми карликами. Массы их не могут быть меньше массы Солнца, а светимости некоторых из них во много раз меньше, чем у Солнца, следовательно, при высокой температуре их объемы много меньше, чем у Солнца, а плотности громадны. Последние, вероятно, приближаются к плотностям белых карликов, хотя, может быть, и не достигают их.

Привести точные числовые данные их физических характеристик мы не можем ввиду ненадежности всех данных. В частности, неизвестны те поправки, которые надо придать к их видимой (визуальной или фотографической) светимости, чтобы получить их болометрическую светимость, выражающую их суммарное излучение во всех длинах волн. Причина этого в отклонении их излучения от законов излучения черного тела. По‑видимому, болометрические светимости ядер имеют гораздо меньшую дисперсию светимостей, чем их фотографические светимости.

При большом напряжении силы тяжести на поверхности белых карликов в их спектрах, как известно, наблюдается смещение линий к красному концу, предсказываемое теорией относительности. Можно ожидать такого эффекта и у карликовых ядер туманностей. Для его обнаружения надо сравнивать длины волн спектра ядра с длиной волны концов тех же линий в спектрах оболочек (так как в середине линии расщеплены расширением). Такое сравнение практически трудно. В двух случаях результат оказался отрицательным, а у одной туманности красное смещение в ядре измерено, но полученные данные не заслуживают большого доверия. Значительное красное смещение не обязательно, так как линии спектра ядра могут возникать и на большой высоте в его атмосфере, где напряжение силы тяжести меньше и ядро может быть не очень малого радиуса.

Автор этих строк в двух случаях обнаружил изменения интенсивности линий спектра туманности, что можно объяснить только изменениями температуры ядра, вероятно, временного характера. Это указывает на возможность и быстрых эволюционных изменений ядер. Такие изменения, если они есть, существенно повлияют на картину эволюции и оболочки ядра, о которой скажем ниже. Колебаний блеска ядер или их двойственности пока не обнаружено с достоверностью.

Выяснение причины расширения и возможных изменений его со временем представляет сложную задачу. Предполагалось, что давление света со стороны ядра и вызывает расширение (оно различно для разных ионов). Теперь эти расчеты вызывают сомнения.

Более существенной является, по‑видимому, роль газового давления. Скорости расширения близки к тепловым и к скоростям расширения газа в пустоту. Г. А. Гурзадян ввел впервые в рассмотрение гипотезу о большой роли магнитного поля внутри туманности, которое влияет на распределение и движение газов. Его теория встретила критику, но нам представляется, что без допущения магнитного поля многие детали структуры планетарных туманностей объяснить нельзя.