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

та вблизи галактической плоскости и на большом протя­ жении. Этот фактор учитывается также еще не очень точно. Некоторое различие в результатах изучения про­ странственного распределения горячих гигантов и диф­ фузных туманностей обусловлено лишь тем, что иногда в местах большого скопления первых из них туманностей нет.

Природа свечения газовых туманностей

Мы уже говорили, что физическая природа свечения и диффузных, и планетарных туманностей одна и та же. Ее теория лучше всего разработана для последних.

Можно заметить, что излучение оболочек планетар­ ных туманностей ярче, чем излучение их ядер, которое является причиной свечения оболочки. Если бы туман­ ность состояла из пыли и просто отражала свет ядра, то этого не было бы, хотя для внешнего наблюдателя погло­ щение света пылью могло бы ослабить свет ядра.

Причину яркого свечения газовых туманностей в во­ дородных и других разрешенных линиях спектра объяс­ нил голландский физик Занстра. Это свечение типа флу­ оресценции. Горячее ядро, богатое ультрафиолетовыми лучами, посылает к оболочке туманности поток квантов, способных отрывать электроны от атомов водорода, т. е. ионизировать их. Этих квантов много, и поэтому практи­ чески водород в туманности полностью ионизирован, чи­ сло свободных электронов в ней, оторванных от атомов водорода, равно числу водородных ионов. В их смеси электроны время от времени захватываются протонами и каскадно, т. е. с орбиты на орбиту, падают на основной

40

уровень, излучая при этом соответствующие кванты света.

Было доказано, что каждый акт ионизации атома во­ дорода с последующей рекомбинацией ведет к излучению одного кванта линий водорода в серии Бальмера или од­ ного кванта в первой серии Лаймана. Туманность, погло­ щающая невидимое нами ультрафиолетовое излучение ядра, перерабатывает это излучение в кванты видимого света. В видимых же нами лучах горячее ядро светится менее ярко, чем туманность. Таков же механизм свечения (фотоионизация с последующей рекомбинацией ионов) туманности и в других разрешенных линиях, например линиях гелия.

Зеленые линии небулия, как и другие, запрещен­ ные линии, имеют несколько другой механизм излуче­ ния.

Ионы ОШ, находящиеся в невозбужденном состоя­ нии, сталкиваются со свободными электронами, и при не­ упругих столкновениях последние отдают им часть своей энергии, идущей на возбуждение ионов ОШ.

В крайне разреженной туманности при редком столк­ новении ионов с электронами или с квантами света ионы остаются в возбужденном состоянии долго, для того что­ бы могло произойти самопроизвольное возвращение элек­ трона на нижний уровень, при котором излучается запре­ щенная линия.

Физик Боуэн в 1927 г. расшифровал загадку небулия и положил начало расшифровке и других линий в спект­ рах туманностей, которые также никогда не наблюдались в земных лабораториях. Боуэн опирался на успехи в по­ нимании строения атома и теории спектров. Как известно, квант спектральной линии излучается, когда электрон в атоме переходит с одного уровня энергии на другой, низ-

41

ший. По теории Бора электрон переходит с одной из внешних орбит на одну ив внутренних. Но не все перехо­ ды «разрешены», не все пары орбит могут комбиниро­ ваться. Вернее говоря, запрещенные переходы маловеро­ ятны, но в принципе возможны. Боуэн подсчитал, исходя из наблюдаемых линий спектра, т. е. из их длин волн, уровни энергии разных атомов и нашел, что зеленые ли­ нии небулия отвечают переходам электронов со второго

ми волн соответственно 5007 и 4959 А, принадлежащие атомам ионизированного кислорода. Таким образом, небулий оказался известным на Земле химическим элемен­ том, но испускающим при свечении спектральные линии, которые в земных условиях «запрещены». Более того, эти «запрещенные» линии светятся в спектре туманностей го­ раздо ярче, чем «разрешенные» линии того же самого дважды ионизированного кислорода в земных условиях. Причина этого заключается в следующем.

На стационарных уровнях энергии электрон находится около 10~8 сек, после чего он самопроизвольно (спонтан­ но) переходит на уровень с меньшей энергией, излучая при этом соответствующую «разрешенную» линию. Но есть такие уровни энергии в атоме, которые являются метастабильными (сверхустойчивыми). В случае атома дважды ионизированного кислорода ОШ на втором метастабильном уровне энергии электрон может нахо­ диться 42 сек — в миллиарды раз больше, чем на обыч­ ных возбужденных уровнях. Чтобы могло произойти из­ лучение запрещенной линии, электрон, побыв на мета­ стабильном уровне положенное ему долгое время, должен самопроизвольно перескочить на более низкий уровень и отдать в виде излучения разность энергий этих уровней.

42

Следовательно, в течение этого времени атом, возбужден­ ный до метастабильного уровня, не должен быть потрево­ жен столкновением ни с другой частицей (атомом или электроном), ни с квантом света. Первое событие приво­ дило бы при столкновении к насильственной потере энер­ гии атомом, которая затратилась на сообщение кинетиче­ ской энергии столкнувшимся частицам (это удар второго рода, или сверхупругое столкновение). Второе событие сообщало бы атому энергию (при поглощении кванта), и, вместо того, чтобы перейти в низшее состояние и излу­ чить запрещенную линию, он переходил бы в высшее воз­ бужденное состояние.

При значительных плотностях газа в земных условиях соударения слишком часты. Например, один атом при температуре 0°С и нормальном атмосферном давлении сталкивается с другими сотни тысяч раз в секунду. Со­ ударения частиц в туманности для излучения линий A'i и N2 должны быть реже, чем один раз за 42 сек.

Втуманностях плотность газа ничтожно мала, даже

всравнении с той плотностью, которую имеет газ в сос­ тоянии, которое в земной лаборатории называют вакуу­ мом. Для того чтобы столкновения атома с квантами све­ та также были очень редки, плотность излучения ядра внутри туманности должна быть очень малой, что и су­ ществует в действительности. Большая часть оболочки туманности находится очень далеко от ядра — диаметры туманностей в тысячи и десятки тысяч раз больше диа­ метра земной орбиты, а ядра по размеру меньше, чем

наше Солнце. Дилюция излучения в туманности характе­ ризуется величиной W (коэффициент дилюции). Он ме­ няется в значительных пределах, в среднем он составляет около 10~13. Но почему запрещенные линии спектра в ту­ манностях так ярки?

43

Во-первых, благодаря редким столкновениям частиц с ОШ происходит накопление атомов в метастабильных состояниях. Во-вторых, протяжение туманностей громад­ но и на нашем луче зрения находится достаточно много атомов ОШ, совершающих запрещенные переходы.

Уатома ОШ метастабильный уровень лежит низко,

инужно атому сообщить небольшую энергию (только 2,5 эв), чтобы перевести его из основного состояния в возбужденное. Это делают свободные электроны, имею­ щие даже небольшие скорости движения. Сталкиваясь с атомами ОШ, они отдают им свою энергию или ее часть

ивозбуждают их до метастабильного уровня. У атома ОIII есть и другой, более высокий метастабильный уро­ вень. Падая с него на низший уровень, являющийся на­

чальным для зеленых линий N\ и N2, электрон излучает

о

синий квант с длиной волны 4363 А [ОШ].

После того как тайны небулия подобным образом бы­ ли разоблачены, чисто теоретическим путем были отож­ дествлены и все другие линии спектра туманностей. Их наблюдается очень много, но они имеют различную ин­ тенсивность. От туманности к туманности отношение ин­ тенсивностей линий тоже меняется. Это зависит в основ­ ном от различия физических условий в туманностях и больше всего от температуры ядра. Чем больше в туман­ ности ионизированных атомов, значит, тем больше эта температура. Среди запрещенных линий в спектрах пла­ нетарных туманностей часто очень интенсивны ультрафи­

олетовая пара линий [ОШ] 3727 и 3729 А, красные ли­ нии азота [NII], ультрафиолетовые неона [Neill], линии серы [SII] и кислорода [01]. Последние состоят из крас-

о о

ной пары 6300—6363 А и зеленой линии 5577 А. Первая пара возникает подобно линиям TVj и А72 при переходах

44

электрона со второго уровня на первый, а зеленая ли­

ния — подобно линии 4363 А [ОШ] при переходе с третье­ го уровня на второй. Названные пары линий называются

О

небулярными, а линии 4363 и 5577 А — авроральными. Причина этого та, что первые ярче вторых в газовых ту-

О

манностях, а линия 5577 А ярче, чем красная пара линий [01] в спектре полярного сияния, которое по-латыни на­ зывается «аврора». Линии полярных сияний возникают при свечении верхних, разреженных слоев земной атмос­ феры, но их плотность все-таки больше, чем плотность туманностей, а в этих условиях переходы электрона с тре­ тьего уровня на второй чаще, чем переходы со второго уровня на первый.

Ватмосферах звезд в условиях термодинамического равновесия, которое там имеет место, возможно одновре­ менное существование только двух соседних стадий ио­ низации одного и того же элемента, например Fel, Fell.

Вгазовых туманностях термодинамического равновесия нет, и в их спектрах одновременно наблюдаются линии нескольких стадий ионизации одного и того же элемента.

При помощи больших радиотелескопов удалось изме­ рить слабое радиоизлучение некоторых туманностей в разных длинах волн. С изменением длины волны радио­ излучение туманностей меняется так, как следует в слу­ чае тепловой природы этого радиоизлучения.

Вионизированном водороде протоны вызывают уско­

рение движения пролетающих мимо них электронов, ко­ торые при этом излучают достаточно интенсивно, если мы имеем большую массу газа. Пока оптическая толща га­ зовой туманности много меньше единицы, радиопоток теплового радиоизлучения почти постоянен для всех ча­ стот. Когда же оптическая толща приближается к едини­

45

це, поток излучения с уменьшением частоты убывает. При достаточно низких частотах поток меняется, как Яг2. Ве­ личина показателя, в данном случае — 2, называется ра­ диоиндексом. Распределение энергии в радиоспектре позволяет отличить тепловые радиоисточники от нетепло­ вых, которые имеют иное распределение энергии. Поток радиоизлучения от планетарных туманностей не превы­ шает 2-10-26 вт/м2-гц, т. е. он очень мал.

В планетарных, но сильнее в диффузных туманностях иногда наблюдается и непрерывный спектр той или иной интенсивности. Иногда он, несомненно, принадлежит пы­ ли, особенно когда на фоне туманности видны темные прожилки, как в Трехраздельной туманности (см. Прило­ жение, рис. 13). В туманности Ориона много пыли. Это видно из того, что погруженные в нее горячие звезды 'сильно покраснены. При такой плотности пыли на протя­ жении 1 парсека она производила бы поглощение в 10 звездных величин!

Иногда одна часть туманности пылевая, другая газо­ вая; в одних туманностях пыли больше, в других меньше.

Отсутствие следов газового спектра во многих пыле­ вых туманностях не означает еще, что в них нет газа. Ос­ вещающие их звезды В1 и более поздних типов не могут вызвать ионизацию, необходимую для свечения газа. Но все же его в пылевых туманностях мало, так как, сог­ ласно расчетам, даже при плотности пе— 10—15 звезды В2—ВЗ вызвали бы заметное свечение газа. Неясно об­ ратное, почему нет чисто отражательных туманностей, освещенных звездами типов О и ВО.

Как показали наблюдения и расчеты Г. А. Шайна и С. Б. Пикельнера, во многих газовых туманностях непре­ рывный спектр обусловлен не пылью, а двухквантовыми переходами в атомах водорода, тогда как раньше этот

46

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 двухквантовых переходов в газе.

Структура и расширение

планетарных

туманностей

Если в достаточно большом и массивном облаке водо­ рода находится горячая звезда, то, как показал дат­ ский ученый Стремгрен, она создает вокруг себя зону полной ионизации с резкой границей. Радиус зоны пол­ ной ионизации водорода зависит от температуры звезды и от электронной плотности в газе. Чем выше температу­ ра звезды и чем меньше плотность газа, тем больше ра­ диус зоны полной ионизации. Многолетние исследования планетарных туманностей приводят к выводу, что в од­ них случаях туманность больше, чем зона Стремгреиа, и снаружи ионизированной водородной зоны находится зо­ на нейтрального водорода. Эти туманности оптически толстые за пределом серии Лаймана, поглощающие пол­ ностью ультрафиолетовую энергию ядра с длинами волн

о

короче 912 А. Энергия за этим пределом идет на иони­ зацию водорода.

У других туманностей зона Стремгрена больше, чем туманность, которая полностью ионизирована, но не все ультрафиолетовое излучение ядра с волнами короче

о

912 А поглощается туманностью при ионизации. Эти ту­ манности оптически тонкие за пределом серии Лаймана.

Для распознавания того, является ли данная туман­

47

ность оптически тонкой или оптически толстой, было пред­ ложено много критериев. К сожалению, эти критерии тре­ буют хорошего знания ее спектра, а такие данные есть лишь для малой доли из 700 известных туманностей. Ме­ жду тем, как мы увидим, разделить на оптически тонкие и оптически толстые нужно все туманности. Хорошо, ес­ ли бы это можно было делать по наиболее легко устанав­ ливаемым данным. В какой мере разные критерии опти­ ческой толщины согласуются друг с другом, еще не выяс­ нено. Единственное, что можно думать с достаточной уве­ ренностью,— это то, что туманности с низкой поверхно­ стной яркостью оптически тонки, а туманности с большой поверхностной яркостью оптически толсты, но, где про­ ходит граница между ними, неизвестно. Однако это вер­ но только в том случае, если температура и светимость ядер и тех и других примерно одинаковы.

Относительно других элементов, имеющихся в туман­ ности, можно сказать, что вблизи ядра кислород, напри­ мер, будет четырежды ионизирован, так как тут много жестких ультрафиолетовых квантов с длиной волны,

О

меньшей 160 А, несущих энергию большую, чем потенци­ ал ионизации трижды ионизированного кислорода. Ре­ комбинации этих ионов с электронами дадут излучение

разрешенных линий OIV : 3412, 3737А и т. п. Вне этой зо­ ны такие жесткие кванты будут исчерпаны, а останутся

кванты с длиной волны больше 160 А, но более короткой,

чем 225 А. Захват электрона ионом трижды ионизирован­ ного кислорода вызовет излучение разрешенных линий ОШ. Зона, где они будут наблюдаться, очевидно, больше зоны, излучающей линии спектра OIV. Повторяя такие рассуждения для ионов со все меньшим потенциалом воз­

48

буждения, более легко ионизируемых, мы будем получать все большие зоны их свечения в разрешенных линиях. Таким образом, размер зоны свечения ионов в разрешен­ ных линиях растет с уменьшением потенциала иониза­ ции. Наименьший потенциал ионизации (13,5 эв) имеет водород, поэтому размер туманности в водородных ли­ ниях должен быть наибольший. Почти таков же потенци­ ал ионизации у нейтрального кислорода. Вследствие это­ го изображение туманности в линиях ОН должно было бы быть таким же. Однако водорода в туманности так много, что на долю атомов кислорода остается только часть энергии излучения ядра, годной для ионизации кис­ лорода, и размеры туманности в линиях его излучения могут быть меньше, чем в водородных линиях.

Запрещенные линии возникают, когда ион возбуждает­ ся до метастабильного уровня столкновением со свобод­ ным электроном, передающим ему часть своей энергии. Но свободные электроны в основном создаются при иони­ зации водорода. К тому же для возбуждения до низких уровней, дающих небулярные линии, энергия электрона может быть небольшой. Поэтому размер изображений в запрещенных линиях ОШ должен быть такой же, как и в линиях водорода, и больше, чем в разрешенных линиях ОШ. Последние излучаются, когда электрон захватывает­ ся ионом 0 +++, а запрещенные линии излучаются, когда ион 0++ возбуждается свободными электронами. В то же время и для запрещенных линий соблюдается зависимость размера зоны свечения от потенциала ионизации. Так, на-

О

пример, изображение в линии неона 3426А [NeV] должно

о

быть меньше, чем в линии неона 3869А [Nelli].

о

В линии 4686А ионизированного гелия Hell изобра­ жения туманностей малы, потому что его потенциал ио-