Идущий в газовых туманностях процесс переработки высокочастотного излучения звёзд в кванты меньших частот говорит о сильном отклонении состояния туманностей от термодинамического равновесия. Это резко, отличает туманности от звёздных атмосфер, для которых предположение о наличии термодинамического равновесия оказывается достаточным как первое приближение к действительности. При изучении туманностей нам уже нельзя будет пользоваться формулами Больцмана и Саха для вычисления количества атомов в разных состояниях и формулой Планка для вычисления интенсивности излучения в разных частотах. В каждом отдельном случае указанные величины придётся определять путём рассмотрения тех элементарных процессов, которые протекают в реальных туманностях. Мы обычно будем пользоваться предположением, что туманности стационарны, т.е. распределение атомов по состояниям и поле излучения в туманности не меняются с течением времени. При этом, естественно, нам понадобятся вероятности различных элементарных процессов (т.е. вероятности фотоионизаций, рекомбинаций, столкновений и т.д.), которые вычисляются в теоретической физике.
§ 22. Механизм свечения туманностей
1. Наблюдательные данные.
Подробное изложение результатов наблюдений газовых туманностей содержится в ряде монографий ([1] — [3] и др.). Мы сейчас обратим внимание лишь на основные факты.
Газовые туманности в нашей Галактике делятся на две группы. К первой принадлежат так называемые планетарные туманности. При наблюдениях в телескоп они чаще всего представляются в виде круглых или овальных дисков, напоминающих диски планет, а также в виде колец. В центре планетарной туманности находится горячая звезда, называемая обычно ядром туманности. Вторую группу составляют диффузные туманности, не имеющие правильной формы. В самой диффузной туманности или около неё наблюдаются звёзды ранних спектральных классов (одна или несколько).
Размеры отдельных планетарных туманностей известны с небольшой точностью вследствие ненадёжности параллаксов. Средний диаметр планетарной туманности составляет около 10 000 астрономических единиц. Размеры диффузных туманностей часто гораздо больше.
Спектры газовых туманностей состоят из отдельных ярких линий на слабом непрерывном фоне. Яркие линии принадлежат водороду, гелию, ионизованному гелию, а также ряду других атомов и ионов. Однако наиболее характерными для спектров газовых туманностей являются так называемые главные небулярные линии 𝑁₁ и 𝑁₂ с длинами волн 5006 и 4959 Å соответственно. Раньше эти линии приписывали неизвестному на Земле элементу «небулию», однако в 1928 г. Боуэн показал, что они являются запрещёнными линиями дважды ионизованного кислорода. В спектрах газовых туманностей наблюдается также много других запрещённых линий.
Число известных в настоящее время планетарных туманностей составляет несколько сотен. Диски многих из них не видны в телескопы, и заключение об их природе было сделано по виду спектра. Это либо очень маленькие либо очень далёкие туманности. Число известных диффузных туманностей значительно возросло благодаря работам Г. А. Шайна и В. Ф. Газе. Делая снимки неба в узком участке спектра, включающем в себя линию 𝙷α, они обнаружили большое количество слабо светящихся диффузных туманностей.
Несмотря на то, что энергия, излучаемая газовыми туманностями, заключена преимущественно в отдельных спектральных линиях, светимости туманностей очень велики. Так, средняя абсолютная фотографическая величина планетарных туманностей равна 𝑀𝑛=-0,5. Важно отметить, что планетарные туманности, как правило, значительно ярче своих ядер, т.е. 𝑀∗-𝑀𝑛>0. Иногда эта разность доходит до семи звёздных величин. В среднем же 𝑀∗-𝑀𝑛≈3.
Звёзды, вызывающие свечение газовых туманностей, принадлежат к самым ранним спектральным классам. Примерно половина ядер планетарных туманностей обладает спектрами типа WR (однако эти звёзды отличаются от обычных звёзд Вольфа — Райе гораздо меньшей светимостью). Примерно четверть ядер планетарных туманностей имеет спектры без каких-либо заметных линий. Вычисления показывают, что такими спектрами могут обладать звёзды с большими ускорениями силы тяжести на поверхности и высокими температурами (см. § 14). Остальные ядра планетарных туманностей относятся к спектральным классам O и Of.
Диффузные туманности светятся за счёт излучения звёзд спектральных классов O, WR и B0, находящихся в самой туманности или около неё. Наблюдениями не обнаружены диффузные туманности, свечение которых вызывается звёздами спектральных классов, более поздних, чем B0. Объясняется это тем, что высокочастотного излучения таких звёзд недостаточно, чтобы вызвать заметное свечение туманности в видимой части спектра.
Как показывают наблюдения, вещество, составляющее планетарные туманности, удаляется от ядра, т.е. туманности расширяются. При этом скорости расширения туманностей равны нескольким десяткам километров в секунду. Первоначально заключение о расширении планетарных туманностей было сделано на основании спектральных наблюдений. Эмиссионные линии в спектрах туманностей оказываются сравнительно узкими на краю туманности и более широкими или даже раздвоёнными в её центре. При предположении о расширении туманностей это объясняется тем, что на краю туманности луч зрения пересекает ту её часть, которая движется с нулевой лучевой скоростью, а в центре он пересекает области, одна из которых к нам приближается, а другая от нас удаляется. Позднее факт расширения планетарных туманностей был подтверждён непосредственным сравнением фотографий некоторых туманностей, полученных с интервалом в несколько десятков лет. Указанный факт послужил основанием для гипотезы об образовании планетарной туманности в результате выброса вещества из её ядра.
2. Причина свечения туманностей.
Как уже сказано, в газовых туманностях происходит переработка высокочастотного излучения звёзд в кванты меньших частот. Мы сейчас должны выяснить, в чем причина этого процесса. Чтобы сделать это, рассмотрим сначала свойства излучения, приходящего от звезды в данное место туманности.
Будем считать, что звезда излучает как абсолютно чёрное тело температуры 𝑇∗. Если бы все небо сплошь было покрыто такими звёздами, то плотность излучения в данном месте туманности равнялась бы плотности излучения при термодинамическом равновесии, т.е. выражалась бы формулой Планка
ρ
ν
∗
=
8πℎν³
1
.
𝑐³
exp
⎛
⎜
⎝
ℎν
⎞
⎟
⎠
-1
𝑘𝑇
∗
(22.1)
В действительности плотность излучения в туманности гораздо меньше ρν∗. Мы её представим в виде
ρ
ν
=
𝑊
ρ
ν
∗
,
(22.2)
где 𝑊 — так называемый коэффициент дилюции (ослабления) излучения. Очевидно, что
𝑊
=
Ω
2π
,
(22.3)
Рис. 29
где Ω — телесный угол, под которым видна звезда из данной точки туманности (рис. 29). Обозначим через 𝑟∗ радиус звезды и через 𝑟 — расстояние рассматриваемой точки от центра звезды. Так как
Ω
=
2π
θ₀
∫
0
sin
θ
𝑑θ
=
2π
(1-cos
θ₀)
,
а sin θ₀=𝑟∗/𝑟, то мы получаем
