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

низации вчетверо больше, чем у водорода. Ионы дважды ионизированного гелия, обозначаемые Не++, существу­ ют только во внутренней области туманности, которая меньше, чем зона свечения Hell.

Такова схема свечения туманности в простейшем ви­ де. В действительности дело обстоит сложнее.

Стратификация свечения в планетарных туманностях была обнаружена из наблюдений раньше, чем ей было дано объяснение. Позднее, с применением больших теле­ скопов, стало возможным детальнее изучать структуру планетарных туманностей в разных излучениях. Часто выявляется при этом более сложная картина.

Туманность IC2165 по фотографиям, полученным 5-метровым телескопом ’ Паломарской обсерватории, в линиях водорода ярче у концов малой оси, в линии [ОШ] она кольцеобразна, а в линии [NeV] имеет вид дис­ ка с диаметром, равным более разреженной внутренней области туманности. Туманность NGC 7662 в линиях во­ дорода и [ОШ] сходна с 1C 2165, в линиях Hell и [Neill] она кольцеобразна, и в линии [NeV] она дискооб­ разная. Кольцеобразная туманность в Лире NGC 6720 выглядит так в линиях водорода и [ОШ], а в линии Hell

О

4686А заполняет область внутри кольца в виде равно­ мерно светящегося диска. Еще больше различий в обла­ стях свечения, если сравнить изображения в деталях.

Так, вопреки упрощенной теории на крупномасштаб­ ных снимках NGC 6781 в лучах красной водородной ли­ нии выглядит как слабый, равномерно светящийся диск, который в некоторых местах на самом краю ярче. Между тем в свете зеленых линий [ОШ] это довольно пятнистый диск, как бы покрытый «облаками», у которого нет яркости по краям (см. Приложение, рис. 11).

50

В гигантской туманности NGC 7293, вероятно, наибо­ лее близкой к нам (расстояние до нее едва ли больше 100 парсеков, т. е. 300 световых лет), сфотографирован­ ной 5-метровым телескопом в красных лучах водорода, обнаружено замечательное явление — 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, на большом расстоянии от ядра (см. Приложение, рис. 14). Толщина совершенно прямых волокон около 1— ’/г" — на пределе разрешения телескопа, а длина порядка 1000 астроно­ мических единиц. Эти тончайшие волокна, однако, гран­ диозны на расстоянии туманности. Их толщина вдвое больше, чем диаметр орбиты планеты Плутон, а длина составляет около светового месяца. Природа и происхож­ дение волокон еще неизвестны, но они, по-видимому, както связаны с ее ядром. Несомненно, что они имеют самое прямое отношение к формированию оболочки.

Как говорилось, планетарные туманности имеют обычно простые очертания, четкий край и определенный размер. Однако это не всегда так. Например, туманность NGC 2440 затейливо хаотична. На ее периферии много растрепанных волокон. Увеличение экспозиции превра­ щает ее в значительно большую по размерам и более правильную туманность, по очертаниям сходную с ба­ бочкой. Наконец, передержанное изображение рисует ее как почти правильный эллипс с совершенно резким и ярким краем.

Сотни лет туманность в Лире NGC 6720 была извест­ на как кольцевая с резким краем. Снимки 1964 г. пока­ зывают у нее вторую, внешнюю очень слабую оболочку и третью оболочку с неровным краем, еще более слабую.

Следовательно, диаметр туманности по сравнению с дан­ ными, приводимыми в каталогах, 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 (см. Приложение, рис. 15 и 16). При малой экспозиции такая туманность выгля­ дит как неправильный четырехугольник, а при большой экспозиции волокна на ее краях похожи на «рукоятки», как бы приделанные к ней. Они излучают в лучах водо­ рода и [ОН]. Ионизация в придатках и волокнах меньше, чем в основной массе туманности.

У ряда дискообразных туманностей ярко выражена волокнистая структура. Волокна коротки, имеют вид чер­ вячков и соответствуют местным уплотнениям газа. В промежутках между ними излучение слабое. Это соз­ дает эффект так называемой скважистости. В промежут­ ках между волокнами излучение ядра может уходить в пространство неиспользованным для свечения туманно­ сти. Это затрудняет определение истинной средней плот­ ности и массы туманностей при применении некоторых методов. Когда в какой-либо части туманности плотность вдвое больше, то излучение в запрещенных линиях там также вдвое больше, а в линиях водорода вчетверо больше. Считают, что оболочка туманности заполнена газом на 30—70%, но в разных туманностях эта величи­ на, должно быть, различна.

Когда дисперсия спектрографа достаточно велика и линия спектра вследствие этого имеет заметную ширину, то можно изучить ее структуру и вскрыть важные явле­ ния. Когда щель спектрографа покрывает целиком изо­ бражение туманности по диаметру, то линия спектра ока­ зывается расщепленной посередине. С удалением от цен­

52

тра на краях диска оба компонента линии сливаются. По малой ширине компонентов расщепленной линии можно судить, что в слое газа, образующем оболочку туманности, скорости молекул соответствуют тепловым скоростям и что в туманности нет заметных турбулент­ ных движений. Расщепление же всех линий спектра в середине можно объяснить только радиальным расшире­ нием туманности, которая представляет собой оболочку, полую внутри и прозрачную для собственных излучений. Эта прозрачность обусловлена крайне малой плотностью оболочки. Прозрачность планетарных туманностей и в общих лучах подтверждает такой факт. Сквозь гигант­ скую планетарную туманность в созвездии Водолея

NGC 7293 (Хеликс) видны далекие галактики.

Когда туманность расширяется, то центр полусферы, обращенной к нам, приближается в нашу сторону и лу­ чевая скорость ее равна скорости расширения. Дальше от видимого центра скорость расширения направлена под углом к лучу зрения. В проекции на луч зрения она меньше, и смещение спектральной линии от нормаль­ ного положения меньше. Центр противоположной полу­ сферы при расширении удаляется от нас, и его скорость по лучу зрения равна скорости расширения. В этой точке линия спектра максимально смещена к красному концу спектра, тогда как в центре передней полусферы линия максимально смещена к синему концу спектра. Таким образом, половина расстояния между компонентами рас­ щепленной линии, т. е. полуширина всей линии, соответ­ ствует истинной скорости расширения. В соответствии с принципом Допплера эта полуширина раздвоенной ли­ нии, выраженная в разности длин волн, измеряемых в ангстремах, может быть пересчитана в скорость расшире­ ния, выраженную в км/сек.

53

На краях видимого диска туманности скорость расши­ рения перпендикулярна к нашему лучу зрения и соответ­ ствующие линии спектра занимают нормальное положе­ ние. Впрочем, и эти точки смещены от нормального положения на величину, соответствующую скорости дви­ жения по лучу зрения всей туманности как целого. Эти лучевые скорости имеют также немалое значение для излучения туманностей, тем более что вследствие удален­ ности от нас они почти не обнаруживают заметного пере­ мещения на небе. В результате этого полная (простран­ ственная) скорость их определяется неточно. Если бы туманность вследствие своего крайнего разрежения не была прозрачной для собственных излучений, мы бы не наблюдали «красного» компонента расщепленной линии, образованного удаляющейся полусферой туманности.

Когда скорость расширения мала и величина расщеп­ ления линии лишь ненамного превосходит ширину компо­ нентов, обусловленную тепловым движением атомов в оболочке, то вместо ясного расщепления наблюдается лишь расширение линий в их середине. Если толщина или плотность передней и задней полусферы сильно различаются, то интенсивность компонентов расщеплен­ ной линии сильно заметна.

Заметим, что общего наклона спектральных линий с достоверностью не обнаружено. Это говорит об отсут­ ствии у планетарных туманностей вращения вокруг оси. Если бы оно было, то в силу закона сохранения момента количества вращения в ранних стадиях расширения ту­ манности, когда она была в тысячи раз меньше, чем теперь, ее вращение было бы таким быстрым, что она вообще не могла бы существовать, так как была бы ра­ зорвана центробежными силами.

В исследованных случаях скорости расширения со­

54

ставляют 15—30 км/сек, достигая максимума 53 км/сек у NGC 2392. Расширение туманностей малого углового размера по спектру обнаружить нельзя.

Более внимательное изучение туманностей показыва­ ет, что картина их расширения часто бывает сложной. У некоторых туманностей, особенно у 1C 418, существует общее уменьшение скорости расширения с ростом потен­ циала ионизации атомов. В то время как одни газы, по­ чему-то быстрые, расширяются со скоростью до 23 км/сек, другие, как например водород, совсем не показывают расширения. Между тем и в этой зависимости имеются исключения. Например, некоторые газы с таким же по­ тенциалом ионизации, как и у водорода, удаляются от звезды со скоростью 10 км/сек. У других планетарных туманностей все газы в оболочке расширяются одинако­ во. Эти различия от туманности к туманности и от одного сорта атомов к другому вместе с незнанием иногда их точного относительного распределения в оболочке меша­ ют дать всем этим фактам окончательное объяснение.

Расширение планетарных туманностей, установлен­ ное по спектру, можно проверить непосредственно. Для этого надо обнаружить угловое увеличение диаметра туманностей. При расстояниях, заведомо превышающих 300 световых лет, и при линейной скорости расширения 10—50 км/сек есть возможность обнаружить увеличение видимого диаметра туманности только за промежутки времени не менее полустолетия. Разные авторы делали несколько попыток обнаружить рост диска планетарных туманностей из сравнения фотографий. Это трудная за­ дача (хотя край туманностей довольно резок), потому что на видимый диаметр сильно влияет плотность изо­ бражения на негативе и ряд других факторов, которые надо правильно учесть и исключить. Некоторые резуль­

55

таты, говорящие о наличии углового расширения обо­ лочек, безусловно, преувеличены, поскольку измеряемые величины близки к пределу точности самих измерений.

Угловое расширение, переведенное при знании рас­ стояния до туманности в линейное расширение, должно равняться таковому, определенному из спектра. К сожа­ лению, принимаемое расстояние до конкретной туманно­ сти может быть ошибочно в 2 и более раз.

Поиски увеличения угловых размеров туманностей наиболее обстоятельно проведены в 1965 г. Лиллером и его сотрудниками в США. Они сфотографировали повтор­ но некоторые туманности, у которых, по расчету автора этих строк, сделанному еще в 1948 г., можно ожидать на­ иболее заметное угловое расширение. Эти снимки они сравнили со снимками, полученными на том же теле­ скопе лет на 60 ранее. Вот что они получили: у одной из двух туманностей угловое расширение оказалось меньше ожидаемого, у другой вообще отсутствовало. Результаты не могут быть объяснены ошибкой в оценке расстояния до туманностей, но могут объясняться предположением о поддержании плотности туманности за счет выброса ве­ щества ядром. (Заметим, что ошибки при измерении ма­ лых величин скорее преувеличили бы изменение диамет­ ров туманностей, чем преуменьшили бы.) В одном слу­

ядра. Тяготение к ядру не может остановить расширение туманностей, и они расширяются практически с постоян­ ной скоростью. Несомненно также, что при постоянстве

56

этой скорости уже через несколько десятков, максимум сотен тысяч лет оболочка планетарной туманности на­ столько расширится и разредится, что перестанет быть видима и рассеется в пространстве. Итак, планетарные туманности являются поставщиками рассеянного газа в мировое пространство.

Интересен и другой, но уже косвенный вывод: 104— 105 лет назад расширяющаяся оболочка должна была быть размером со звезду. 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. Планетарные туманности эфемерны, их жизнь очень ко­ ротка. Эти космические мотыльки «живут» не более чем 105—.10® лет. Это не значит, однако, что их ядра также эфемерны. Ими могут быть старые звезды, которые бу­ дут светить, заметно не меняясь еще долго после того, как туманность рассеется. Если межзвездная среда тор­ мозит расширение некоторых из них или если ядро, вы­ брасывая вещество, пополняет оболочку газом, то жизнь планетарной туманности может стать продолжительнее.

Определение основных физических характеристик газовых туманностей

Основными физическими характеристиками туманно­ сти являются плотность, масса и температура.

Электронную плотность, дающую практически плот­ ность протонов, и, следовательно, плотность туманности вообще теперь определяют несколькими методами. Наи­ более употребительный метод основан на измерении по­

57

верхностной яркости туманности в какой-либо из водород­ ных линий. Поверхностную яркость измеряют в звездных величинах с квадратной минуты или секунды дуги. Это такая яркость, какую имела бы точка, если.бы мы в нее собрали весь свет, излучаемый поверхностью размером в квадратную минуту или секунду дуги. Поверхностная яркость не зависит от расстояния. Умножив поверхност­ ную яркость на видимую площадь туманности, получим ее полное видимое излучение. Если расстояние до туман­ ности известно, то по полному излучению находят и ее линейный диаметр, и объем, и излучение единицы объ­ ема в линии водорода. Зная еще и электронную темпера­ туру, можно вычислить электронную плотность. Резуль­ таты зависят от степени соответствия принятой модели туманности ее реальной структуре и от точности опреде­

ления расстояния.

Совместное нахождение и электронной плотности пе, и температуры Те дает лучшие результаты. Берут более точные формулы, выражающие зависимость отношения интенсивности небулярных линий и одной авроральной для двух разных ионов. Например, можно взять линии [О III] и [N II] или [S II]. От пв и Те зависит и повышение яркости непрерывного спектра у предела серии Бальмера. пе можно получить, зная Те, определенную другим ме­

тодом.

Метод Ситона и Остерброка независим ни от расстоя­ ния, ни от определения Те. При большой дисперсии спектрографа можно наблюдать раздельно линии 3727

и 3729А. Отношение их интенсивностей зависит от пе. То же имеет место для дублета линий серы [S II]. Но этот метод имеет большие ограничения из-за его непригод­ ности во многих случаях.

58

Применение этих теорий к наблюдениям конкретных туманностей дает, что в туманностях с малой поверх­ ностной яркостью пе составляет сотни электронов в 1 см3.

Для большинства туманностей пе составляет тысячи электронов в 1 см3. В некоторых наиболее плотных, ма­ леньких планетарных туманностях в 1 см3 находится несколько миллионов электронов.

Интенсивности линий спектра измерены только у нес­ кольких десятков планетарных туманностей, поэтому диапазон плотностей в них гораздо больше указан­ ного.

Наиболее слабые по поверхностной яркости туманно­ сти, вероятно, имеют плотность всего лишь в десятки элек­ тронов в 1 см3 и лишь немногим плотнее, чем межзвезд­ ный газ вблизи плоскости Галактики. Верхний предел указать труднее, если масса туманностей при расшире­ нии не меняется и в начальных стадиях расширения со­ средоточена в малом объеме около ядра.

Распределение плотностей из измеренного в них рас­ пределения яркости для конкретных планетарных туман­ ностей было сделано впервые автором этих строк 30 лет назад. В туманности Лиры NGC6720, полой внутри со­ гласно модели, плотность меняется по всем трем коорди­ натам, имея максимум в кольце, перпендикулярном к ее большой оси. В NGC 6572 плотность водорода, наоборот, растет от края к центру от 1 • 10~21 г/см3 до 25 • 10~21 г/см3, или от яе = 500 до пе=104. Эти работы через 25 лет были развиты в исследованиях киевских астрономов Ю. К. Гу­ лака и Э. В. Турчинович, но конкретно изученных таким образом туманностей все еще мало.

Зная среднюю плотность и объем планетарной туман­ ности, можно оценить ее массу. К сожалению, ошибки в

59