книги из ГПНТБ / Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной

целом газ составляет около 1—2% от массы Галактики, остальное приходится на звезды. Более 90% межзвезд­ ного водорода находится в нейтральном состоянии. Ионизирован он лишь там, где много горячих гигантов, т. е. в средних областях спиральных галактик.

Предполагалось, что светлые газовые диффузные туманности — это освещенные звездами части волокон уплотненного нейтрального водорода и что светлые и темные туманности, а также скопления горячих звезд обрисовывают спиральные ветви нашей Галактики. Та­ кие предположения малоубедительны ввиду произволь­ ного объединения объектов в спиральные ветви. Основ­ ное противоречие состоит, объективно говоря, в том, что найденные волокна нейтрального водорода образуют скорее окружности, чем спирали.

Мы полагаем, что определения расстояний до опти­ ческих объектов перечисленного типа еще ненадежны, как и определения расстояний до облаков нейтрального водорода, выведенные по экстраполяции закона враще­ ния Галактики.

Спиральные галактики бывают и с широко открыты­ ми двумя — четырьмя спиральными ветвями, и со мно­ гими ветвями или с почти концентрическими дугами. Возможно, что наша Галактика принадлежит к послед­ нему виду: ее спиральные рукава или сильно ветвятся, или состоят из бесчисленных коротких дуг. Тогда понят­ но, что обрывки этих образований трудно уложить в правильные схематические кривые, каких у реаль­ ных галактик почти не бывает. Между тем попытки уложить данные о нашей Галактике в такие идеализи­ рованные, симметричные схемы все еще делаются.

Установлено существование в центре Галактики га­ зового диска толщиной около 130 и радиусом около 400

30

4

ГАЗОВЫЕ

ТУМАННОСТИ

Общий обзор туманностей

Светлые газовые туманности по своему виду делятся на диффузные и планетарные. По плотности и причине свечения они весьма сходны, но их массы, распределение в пространстве и происхождение значительно различа­ ются.

Д и ф ф у з н ы е туманности сконцентрированы в уз­ кой полосе Млечного Пути. Планетарные туманности хо­ тя и преобладают в той же полосе, но встречаются и го­ раздо дальше от нее. Кроме того, их больше всего вблизи направления к центру Галактики — в созвездиях Стрель­ ца и Скорпиона.

Диффузные туманности бывают очень разнообразных размеров и неопределенных очертаний, с размытыми, не­ четкими краями. Они обычно весьма клочковаты. Среди них наиболее известны туманности Лагуна, Омега,

32

Трехраздельная, Пеликан, Северная Америка и др. (см. Приложение, рис. 7). Но наряду с ними существуют и бо­ лее ясно очерченные объекты с усилением яркости к пе­ риферии (периферические туманности), как например туманность Розетка. В середине этой туманности нахо­ дится рассеянное звездное скопление, состоящее из горя­ чих звезд типов О и В (см. Приложение, рис. 8). Суще­ ствуют еще немногочисленные волокнистые туманности. Самая известная из них NGC 6960 и 6992 ’, или Рыба­ чья Сеть, в созвездии Лебедя является, однако, как прлагают, остатком сверхновой звезды.

Фотографии, сделанные через красный светофильтр, позволяют выявить в лучах красной водородной линии очень слабые туманности. Много их открыл в Крымской обсерватории Г. А. Шайн со своими сотрудниками. Он, а также В. Г. Фесенков и Д. А. Рожковский издали прек­ расные атласы фотографий этих объектов, показываю­ щие их нежные детали, в которых можно видеть явные признаки турбулентных движений.

Насчитывают около 300 диффузных газовых туман­ ностей, но их число и размеры в каталогах весьма произ­ вольны вследствие того, что часто встречаются комплек­ сы туманностей и можно считать каждый из них за одну туманность или же отдельно считать за туманность каж­ дую деталь сильно клочковатой, затейливой туманности, как часто и делают.

Под туманностью Ориона, самой яркой, понимают обычно сияние размером около одного градуса в попереч­ нике, окутывающее четыре звезды типа О, называемые трапецией Ориона. Но слабые туманные области прости-1

1 См. стр. 109.

раются и много дальше и окутывают почти все громад­ ное созвездие Ориона (см. Приложение, рис. 9).

Обширные области слабого свечения с неопределен­ ными границами часто встречаются в полосе Млечного Пути. Они называются водородными полями или обла­ стями НИ, так как в них светится в основном ионизиро­ ванный водород, обозначаемый этим символом.

П л а н е т а р н ы е туманности имеют вид крохотных, слабо светящихся дисков зеленоватого цвета. Этим они напоминают вид далеких планет — Урана и Нептуна. За это они получили от первых наблюдателей свое неудач­ ное название, так как к планетам они ни малейшего отно- -шения не имеют. Малость угловых размеров сильно за­ трудняет их изучение.

В 1887. г. Дрейер в Англии составил каталог, содержащий почти 8000 звездных скоплений и разных туманностей. Туманности часто обозначаются номерами по этому каталогу, например NGC6720, где NGC есть сокращенное обозначение «Нового генерального катало­ га» Дрейера. 1C обозначает дополнение к нему, опубликованное в 1894 и 1908 гг. В каталоге Дрейера в основном содержатся галак­ тики, 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. Кро­ ме того, в нем нет множества туманностей, открытых позднее. По­

них все важнейшие сведения: положение на небе, размер, яркость, физические свойства и т. д. Из трех таких его каталогов последний содержит около 600 туманностей и в литературе сокращенно обоз­ начается VV.

Изучение фотографий, полученных большими теле­ скопами, показывает, что одни из планетарных туманно­ стей действительно выглядят как равномерно светящиеся диски. Другие туманности имеют вид колечка или колеч-

34

Ядра являются, судя по типу их спектра, такими же горячими, как и самые горячие из обычных звезд. Спек­ тры ядер бывают трех видов: типа О с темными линиями, типа Вольф — Райе с яркими полосами и непрерывные без всяких линий. Последнее может быть обусловлено как крайне высокой температурой, так и очень сильным эффектом Штарка (расширение спектральных линии в межатомных электрических полях), если их атмосферы очень тонки и сильно уплотнены. По наполовину гипоте­ тическому расчету автора, основанному на статистике распределения планетарных туманностей в пространстве, масса их ядер составляет в среднем около двух масс Солнца. Это много меньше, чем масса обычных звезд ти­

па О и даже Вольф — Райе.

Чтобы выявить малые планетарные туманности, при­ меняют объективную призму с углом преломления 3—7 , которую ставят перед светосильным телескопом с отверг стаем 25—60 см. Он кроет площадь неба порядка 5X6 и фотографирует в виде ниточек спектры всех звезд, ко­ торые при данной экспозиции оставляют в данной области неба свой след. Получаются сразу «ниточные^ спектры» сотен звезд, среди которых спектр планетарной туманно­ сти сразу выделяется тем, что он выглядит как цепочка бусинок. Бусинки — это монохроматические изображения планетарной туманности в лучах небулярных, водород­ ных и других линий. От очень слабых планетарных ту­ манностей получается только одно изображение самой яркой линии, которой бывает либо главная зеленая ли­ ния небулия, либо красная водородная линия Н а. Нема­ ло таких туманностей было открыто в Абастуманской об­

серватории.

Туманности с низкой поверхностной яркостью, но до­ статочно большие обнаруживаются по снимкам свето-

36

сильными телескопами с применением красного свето­ фильтра, который ослабляет мешающий выявлению ту­ манностей свет ночного неба. Из-за мелкого масштаба снимков для большинства планетарных туманностей (а найдено уже 1300 планетарных туманностей) известно, и то с недостаточной точностью, только их положение на небе, да, в лучшем случае, их суммарный блеск. О диа­ метре же их, структуре, о линиях спектра ничего не из­ вестно, и наши сведения основываются пока на наблюде­ ниях полсотни наиболее ярких или крупных объек­ тов.

Даже самые близкие к нам планетарные туманности слишком далеки, чтобы к ним можно было применить прямой тригонометрический способ определения парал­ лаксов, т. е. расстояний. Предложенные косвенные мето­ ды определения расстояний дают правильное представ­ ление о типичных размерах и яркости туманностей и их ядер в среднем, но для отдельных конкретных объектов они еще весьма неточны.

Несмотря на это, совершенно ясно, что совокупность планетарных туманностей представляет собой систему, сильно концентрирующуюся к центру Галактики и имею­ щую некоторую концентрацию к ее плоскости. Большин­ ство планетарных туманностей (несколько десятков ты­ сяч) находится в области ядра Галактики. Как малы наи­ меньшие из них — неизвестно, но наибольшие достигают диаметра порядка 200 000 астрономических единиц, т. е. порядка 1 парсека, или 3 световых лет (расстояние меж­ ду звездами в плоскости Галактики). Чаще всего встре­ чаются туманности диаметрами 10 000—30 000 астроно­ мических единиц. Распределение планетарных туманно­ стей в пространстве очень сходно с распределением но­ вых звезд, которые сбрасывают оболочки, имеющие мас­

37

су, в 100—1000 раз меньшую, чем масса оболочек плане­ тарных туманностей.

Диффузные туманности расположены исключительно в том тонком слое вдоль галактической плоскости, в ко­ тором находятся межзвездный газ, горячие звезды спек­ тральных типов О и ранних типов В.

Источником свечения диффузных туманностей являет­ ся облучение их ультрафиолетовым светом горячих звезд типов О и ВО — В1. Так как температура этих звезд ни­ же, чем температура большинства ядер планетарных туманностей, то ионизация и возбуждение атомов в диф­ фузных туманностях ниже: яркие ультрафиолетовые ли­ нии 3727—3729 [ОН] сильны, а зеленые линии [ОШ] сла­ бы *. Звезда, возбуждающая свечение, бывает и внутри туманности, и на ее краю, и даже вне ее — поблизости. Поэтому, а также иногда вследствие слишком большого расстояния от нас до туманности установить, какая звез­ да вызывает ее свечение, 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 диффузных туманностей того же порядка, что и у звезд, их освещающих, но возможно, что эта связь 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 отражают их участие во вращении около центра Галак-1

1 Квадратные скобки означают, что имеются в виду так назы­ ваемые запрещенные линии.

38

тики в плоскости Млечного Пути по орбитам, близким к круговым, тогда как планетарные туманности имеют, вероятно, более вытянутые орбиты и большие хаотиче­ ские скорости.

В своей совокупности диффузные газовые туманно­ сти и водородные поля образуют клочковатый слой газа толщиной около 200 парсеков (около 600 световых лет) в плоскости галактического экватора. Этот слои совпа­ дает со слоем горячих гигантов. Без них газовые облака не'светились бы.

Горячая звезда-гигант внутри газового облака вызы­ вает его свечение только в соответствии с размером обу­ словленной им зоны полной ионизации водорода (зоны Стремгрена). Вне ее газ невидим и, вероятно, большин­ ство светлых диффузных туманностей окружено зонами невидимого нейтрального водорода. По аналогии с диф­ фузными туманностями, видимыми в ближайших к нам спиральных галактиках поздних типов и в нашей Галак­ тике, зоны нейтрального водорода располагаются, веро­ ятно, вдоль спиральных ветвей. Поэтому локализация спиральных ветвей нашей Галактики ищется прежде все­ го по расположению в ней горячих гигантов и диффузных туманностей. Но при этом часто забывают, что эти дан­ ные независимы, так как за расстояние до туманностей принимают как раз расстояние, оцененное до звезд, воз­ буждающих их свечение и иногда, может быть, неверно признанных за таковые. Другого способа определения расстояния до туманностей нет.

Расстояние до горячих звезд оценивается довольно приблизительно из сравнения принятой для них абсолют­ ной звездной величины с видимой звездной величиной. Первая из них установлена еще не очень точно. Требует­ ся также учесть влияние межзвездного поглощения све­

39