Однако, как мы знаем, предположение о прямоугольном контуре коэффициента поглощения является весьма грубым. В действительности силу светового давления в линии L_α 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_α поток излучения 𝐻_ν оказывается большим в крыльях линии и малым в её центральных частях. Между тем коэффициент поглощения 𝑘_ν 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_α порядка 10⁴).

В туманности, расширяющейся с градиентом скорости, сила светового давления в линии L_α 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 10⁴ лет её радиус станет порядка 10¹⁸ см, а её плотность — порядка 10⁻²⁴ г/см³, 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_α 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_α испытывают лишь нейтральные атомы водорода. Поэтому ускорение элементарного объёма, вызываемое световым давлением, оказывается не очень большим. Точнее говоря, это ускорение 𝑤 определяется уравнением

(𝑛₁+𝑛⁺)

𝑚

_𝙷

𝑤

=

𝑛₁

𝑐

∫

𝑘

_ν

𝐻

_ν

𝑑ν

,

(27.78)

а в зоне 𝙷 II выполняется неравенство 𝑛⁺≫𝑛₁.

В зоне 𝙷 I имеет место обратное соотношение, т.е. 𝑛₁≫𝑛⁺. Однако в этой зоне почти не возникают L_α-кванты, вследствие чего поток излучения 𝐻_ν очень мал. Излучение же в линии L_α, 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 Δν_𝐷 в зоне 𝙷 I очень мала вследствие малости температуры 𝑇_𝑒. Поэтому световое давление в линии L_α 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_α 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_α может создать заметные относительные движения в туманностях, объясняется как большим числом L_α-квантов в туманности, так и большой величиной коэффициента поглощения в линии L_α. Как мы знаем, некоторые эффекты, связанные с диффузией излучения (уход квантов в крылья линии, эффект Доплера, вызванный наличием градиента скорости), уменьшают давление L_α-излучения в туманностях, но оно все же остаётся значительным.

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

𝑀𝑤

=

𝐸_𝑐

𝑐

,

(27.79)

где 𝑀 — масса туманности и 𝐸_𝑐 — 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 𝐸_𝑐 должна быть порядка 10³⁶ эрг/с. Поэтому из формулы (27.79) находим, что под действием давления L_𝑐-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 10¹⁰ лет, то всего в Галактике должно было возникнуть (а затем исчезнуть) примерно 10¹⁰ 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.