Чтение онлайн

Однако, как мы знаем, предположение о прямоугольном контуре коэффициента поглощения является весьма грубым. В действительности силу светового давления в линии L надо определять не по формуле (27.77), а по формуле (27.76). При этом предварительно должна быть решена задача о диффузии излучения в линии при реальном контуре коэффициента поглощения и при учёте перераспределения излучения по частотам. Как было выяснено ранее, в ходе диффузии излучения происходит переход квантов из центральных частей линии в её крылья. Поэтому при большой оптической толщине туманности в центре линии L поток излучения H оказывается большим в крыльях линии и малым в её центральных частях. Между тем коэффициент поглощения k велик в центральных частях линии и мал в её крыльях. Вследствие сказанного формула (27.76) даёт для силы светового давления на границе туманности гораздо меньшие значения, чем формула (27.77) (примерно в 100 раз при оптической толщине туманности в центре линии L порядка 10).

В туманности, расширяющейся с градиентом скорости, сила светового давления в линии L будет также гораздо меньше значения, найденного по формуле (27.77) (см. [4]).

Чтобы уяснить смысл полученных результатов, надо иметь в виду, что планетарная туманность не может существовать долго. Вследствие расширения туманности плотность в ней уменьшается и туманность перестаёт быть видимой. Если туманность расширяется со скоростью 30 км/с, то за время порядка 10 лет её радиус станет порядка 10^1 см, а её плотность — порядка 10^2 г/см^3, т.е. примерно такой же, как и средняя плотность межзвёздной среды. За это же время, как следует из указанных подсчётов, световое давление в линии L может создать разность скоростей в туманности порядка 10 км/с. Хотя этот эффект и не очень велик, но при решении некоторых вопросов его надо принимать во внимание.

Приведённые результаты относятся к туманности, у которой нет зоны H I. В таких туманностях большинство атомов водорода находится в ионизованном состоянии. Между тем световое давление в линии L испытывают лишь нейтральные атомы водорода. Поэтому ускорение элементарного объёма, вызываемое световым давлением, оказывается не очень большим. Точнее говоря, это ускорение w определяется уравнением

(n+n)

m

H

w

=

n

c

k

H

d

,

(27.78)

а в зоне H II выполняется неравенство n>>n.

В зоне H I имеет место обратное соотношение, т.е. n>>n. Однако в этой зоне почти не возникают L– кванты, вследствие чего поток излучения H очень мал. Излучение же в линии L, идущее от зоны H II, в своей основной части не поглощается в зоне H I, а значит, и не производит светового давления. Объясняется это тем, что доплеровская ширина линии D в зоне H I очень мала вследствие малости температуры Te. Поэтому световое давление в линии L в зоне H I не может быть значительным.

Интересно отметить, что в туманностях, обладающих зонами H II и H I, световое давление в линии L достигает максимума в переходной области между этими зонами. Как показывают вычисления, в тех случаях, когда масса зоны H I сравнительно невелика, световое давление может даже вызвать движение этой зоны относительно зоны H II. Таким путём, по мнению Г. А. Гурзадяна [2], образуются планетарные туманности, состоящие из двух оболочек.

Тот факт, что давление излучения в линии L может создать заметные относительные движения в туманностях, объясняется как большим числом L– квантов в туманности, так и большой величиной коэффициента поглощения в линии L. Как мы знаем, некоторые эффекты, связанные с диффузией излучения (уход квантов в крылья линии, эффект Доплера, вызванный наличием градиента скорости), уменьшают давление L– излучения в туманностях, но оно все же остаётся значительным.

Кроме давления излучения в линии L, некоторую роль в туманностях играет также давление Lc– излучения. Однако, в отличие от давления L– излучения, создающего относительные движения в туманности, давление излучения в лаймановском континууме вызывает ускоренное расширение всей туманности. Очевидно, что величина этого ускорения определяется уравнением

Mw

=

Ec

c

,

(27.79)

где M — масса туманности и Ec — энергия, излучаемая звездой в лаймановском континууме за 1 с (или часть этой энергии, если оптическая толщина туманности за границей серии Лаймана не превосходит единицу). Величину w можно легко оценить. Как мы знаем, масса планетарной туманности составляет приблизительно 0,01 M а величина Ec должна быть порядка 10^3 эрг/с. Поэтому из формулы (27.79) находим, что под действием давления Lc– излучения скорость расширения туманности должна возрастать примерно на 1 км/с за 1000 лет, т.е. на довольно заметную величину за время существования туманности. Можно считать, что такое заключение подтверждается наблюдательными данными, так как скорость расширения туманности v оказывается в среднем тем больше, чем меньше значение коэффициента дилюции в туманности.

Наблюдаемое расширение планетарных туманностей делает очень вероятным предположение о возникновении туманности в результате сбрасывания звездой своих внешних слоёв. В качестве подтверждения этой гипотезы можно отметить тот факт, что масса туманности составляет лишь небольшую долю массы звезды. Однако сейчас мы не можем указать ту катастрофу со звездой, которая приводит к образованию планетарной туманности. Одно время думали, что туманности возникают при вспышках новых или сверхновых звёзд. Против этого говорит сопоставление скоростей расширения выброшенных оболочек (порядка 1000 км/с) со скоростями расширения туманностей (которые всего порядка 10 км/с). К тому же масса оболочки новой звезды оказывается гораздо меньше (примерно в 1000 раз) массы планетарной туманности. В связи с этим высказывались предположения, что планетарные туманности образуются при отрыве оболочки с небольшой скоростью от каких-либо неустойчивых звёзд (например, от красных сверхгигантов). Совершенно другая точка зрения состоит в том, что планетарная туманность возникает вместе со своим ядром из дозвёздного вещества (см. [2]).

Следует ещё отметить, что космогоническая роль планетарных туманностей, по-видимому, довольно велика. К настоящему времени обнаружено около 600 таких объектов, однако их общее число в Галактике, вероятно, не менее 10 000. По мере расширения туманности она перестаёт быть видимой и, как уже говорилось, средняя продолжительность существования туманности порядка 10 000 лет. Отсюда следует, что ежегодно в Галактике исчезает (т.е. делается ненаблюдаемой) в среднем одна туманность. Вместе с тем каждый год должна, очевидно, одна туманность возникать. А так как возраст нашей Галактики порядка 10^1 лет, то всего в Галактике должно было возникнуть (а затем исчезнуть) примерно 10^1 туманностей. Поэтому мы можем сделать вывод, что значительная часть звёзд была когда-то ядрами планетарных туманностей.

ЛИТЕРАТУРА К ГЛАВЕ V

Воронцов-Вельяминов Б. А. Газовые туманности и новые звёзды.— М.: Изд-во АН СССР, 1948.

Гурзадян Г. А. Планетарные туманности.— М.: Физматгиз, 1962.

Aller L., Liller W. Planetary Nebulae, 1968 (русский перевод: Аллер Л., Лиллер У. Планетарные туманности.— М.: Мир, 1971).

Соболев В. В. Физика планетарных туманностей.— В кн.: «Вопросы космогонии», т. VI.— М.: Изд-во АН СССР, 1958.

Мензел Д., Бэкер Д., Аллер Л., Шортли Д., Хэбб М., Гольдберг Л. Физические процессы в газовых туманностях.— М.: Изд-во иностр. лит., 1948.

Амбарцумян В. А. Научные труды, т. I.— Ереван: Изд-во АН АрмССР, 1960.

Киппер А. Я. Свечение газовых туманностей.— В кн.: «Вопросы космогонии», т. IV,— М.: Изд-во АН СССР, 1955.

Соболев В. В. Диффузия излучения в газе.— В кн.: «Теория звёздных спектров».— М.: Наука, 1966.

Иванов В. В. Перенос излучения и спектры небесных тел.— М.: Наука, 1969.

Никитин А. А., Рудзикас 3. Б. Основы теории спектров атомов и ионов.— М.: Наука, 1983.

Глава VI НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Огромное большинство звёзд обладает абсорбционными спектрами, не меняющимися заметно с течением времени. Атмосферы этих звёзд были подробно рассмотрены в гл. I и II. При этом, в согласии с наблюдательными данными, допускалось отсутствие в атмосферах каких-либо нестационарных процессов. Правда, пример Солнца показывает, что такие процессы в действительности происходят (пятна, протуберанцы и т.д.). Однако их масштаб сравнительно невелик и они не влияют на наблюдаемые характеристики всей звезды.