Чтение онлайн

Как мы говорили, масса колоссального объема газа, образующего планетарную туманность благодаря ее разреженности, составляет всего лишь одну сотую массы Солнца. Массы больших диффузных туманностей могут быть в сотни раз больше этого. О. Д. Докучаева, пользуясь теорией В. А. Амбарцумяна, оценила, например), массу туманности Ориона в 500 масс Солнца.

Очень часто диффузные газовые туманности перемешаны с пылевыми туманностями, светящимися отраженным светом, и даже с темными пылевыми туманностями. Не происходит ли кое-где сгущение газа в метеоритную пыль? На эту мысль наводят нас и другие соображения.

Некоторые планетарные туманности наряду с яркими линиями излучают и слабый непрерывный спектр. Казалось неправдоподобным, чтобы при большой прозрачности этих туманностей в них присутствовала в заметном количестве пыль, отражающая свет ядра. Эта загадка была решена в 1950 г. эстонским физиком А. Я. Киппером.

Еще раньше знали, что некоторые атомы могут совершить запрещенный переход, излучив не один, а два кванта сразу, причем сумма энергий этих двух квантов равна разности энергий двух соответствующих уровней в атоме. Вероятность такого двухквантового перехода мала, но не слишком. В атоме водорода время жизни на одном из подуровней второго состояния составляет 0,12 сек. Переход с него в основное состояние дает двухквантовое излучение, но в разных случаях сумма энергий распределяется между двумя квантами неодинаково. Так, при наличии множества атомов излучаются подобным образом всевозможные кванты разных частот. В результате излучается непрерывный спектр. Его могут давать в меньшей мере и атомы гелия: нейтрального и ионизованного. Яркость свечения непрерывного спектра водорода пропорциональна населенности второго уровня, а последняя пропорциональна числу рекомбинаций протонов, следовательно, яркости водородных линий. Эта теория и количественно согласуется с наблюдениями, особенно, если учесть еще некоторые тонкости процесса и то, что при рекомбинациях водородных атомов излучается некоторый слабый непрерывный спектр (его излучают также электроны, тормозящиеся при пролете вблизи атомов, не способных, однако их захватить). Так загадка непрерывного спектра в газовых туманностях тоже была разрешена теорией.

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 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.