4. Результаты спектральных наблюдений

Большую работу по исследованию спектров туманностей провел Е. Хаббл (США) при помощи телескопа обсерватории Маунт Вильсон, имеющего зеркало диаметром 2,5 м. Оказалось, что подавляющее большинство туманностей имеет спектр, подобный спектру звезд; в частности, он похож на спектр Солнца. Следовательно, эти туманности являются очень удаленными звездными системами. Значительная часть таких туманностей имеет характерную спиральную форму (см. рис. 3). Многочисленны также эллиптические, слабо сплюснутые "звездные" туманности (см. рис. 41). При помощи больших телескопов удалось обнаружить в некоторых системах отдельные наиболее яркие звезды. Сравнение их видимых величин со светимостью звезд того же типа в нашей Галактике позволило оценить расстояние до "звездных" туманностей, которое оказалось очень большим - более миллиона парсеков. Следовательно, эти туманности расположены вне нашей Галактики и сами являются галактиками, во многом похожими на нашу.

Кроме туманностей-галактик, состоящих из звезд, спектрограф обнаружил большое число туманностей с линейчатым спектром (яркие линии на темном фоне), названных эмиссионными. Среди этих туманностей значительная часть имеет характерный вид диска или кольца (рис. 8); такие туманности называются планетарными из-за внешнего сходства с планетами, также имеющими в телескоп вид диска.

В центре планетарных туманностей, как правило, находится "ядро" - звезда, светимость которой в видимых лучах в десятки раз меньше, чем светимость всей туманности. Спектры ядер говорят об их очень высокой температуре - они напоминают спектры звезд типа Вольф-Райе с широкими яркими линиями или обычных О-звезд с линиями поглощения. Часть ядер имеет чисто непрерывные спектры, без линий поглощения и излучения. Отсутствие линий может быть следствием высокой температуры звезды: элементы в ее атмосфере многократно ионизованы, и все основные линии их расположены в ультрафиолетовой части спектра. В спектре туманностей видны линии бальмеровской серии водорода, линии гелия, слабые разрешенные линии углерода, азота и кислорода в разных стадиях ионизации и другие. Самые яркие линии туманностей - пара зеленых линий, имеющих длину волны λ = 5007 Å и λ = 4950 Å (их называют соответственно N₁ и N₂), и некоторые другие линии, например тесная ультрафиолетовая пара линий λ 3727 (3729 +3726), долгое время оставались неотождествленными, так как в спектре изученных в лабораториях элементов их не было, Поэтому сначала решили, что линии принадлежат неизвестному элементу - небулию (от слова nebula - туманность, откуда и произведено обозначение N₁ и N₂).

Рис. 8. Планетарная туманность NGG 7293 в созвездии Водолея с двумя оболочками (Крымская обсерватория)

В 1927 г. И. Боуэн (США) после долгих поисков нашел, что частоты зеленых линий (N₁ и N₂) соответствуют запрещенному переходу между подуровнями основного уровня и первым возбужденным уровнем дважды ионизованного кислорода О III.

Следовательно, небулий оказался хорошо известным кислородом, а его свечение в туманностях есть результат низкой плотности последних, при которой удары второго рода слишком редки, чтобы помешать излучению запрещенной линии. Ультрафиолетовый дублет λ 3727 оказался запрещенной парой линии ионизованного кислорода [О II]. Остальные ранее неотождествленные линии также соответствуют в большинстве своем запрещенным линиям ионов С, N, Ne и др. Кроме линейчатого, туманности имеют и непрерывный спектр. Особенно силен он в ультрафиолетовой области за бальмеровским пределом, но имеется и в видимой области.

Далеко не все эмиссионные туманности являются планетарными. Многие из них, называемые диффузными туманностями (рис. 9), гораздо больше планетарных, имеют меньшую поверхностную яркость и обычно неправильную форму. Спектр диффузных туманностей похож на спектр планетарных, но линии высокоионизованных атомов, от которых оторвано несколько электронов, отсутствуют, а линии однократно ионизованных атомов относительно сильны. В частности, зеленые небулярные линии [О III] уже не выделяются среди других, а ультрафиолетовый дублет λ 3727 [О II] относительно усилен. Внутри диффузных туманностей (но не обязательно в центре, а иногда даже сбоку) обычно имеется одна или несколько горячих звезд с температурой от 25 000 до 50 000° (спектральный класс от 05 до ВО). Как будет видно из дальнейшего, эти звезды, так же как и центральные звезды планетарных туманностей, являются источником энергии, излучаемой туманностью.

Рассматривая фотографии Млечного Пути (рис. 10), можно заметить темные области, почти лишенные звезд. Эти образования имеют неправильную форму и представляют собой облака, содержащие мелкую пыль, похожую на дым. Облако пыли частично поглощает свет расположенных за ним участков Млечного Пути, подобно тому как облако дыма может очень сильно уменьшить яркость Солнца. Если около такого облака пыли окажется яркая звезда, она должна осветить туманность. Так луч прожектора ночью выхватывает из тьмы отдельные облака, светящиеся отраженным светом. На небе действительно имеется небольшое число туманностей (рис. 11), спектр которых подобен спектру близко расположенной яркой звезды, чаще всего имеющей температуру от 15 000 до 20 000° (В2 - В5), Эти туманности меньше и слабее по яркости, чем диффузные эмиссионные туманности. Как и следовало ожидать, светимость туманности в этом случае меньше, чем светимость звезды. Иногда наблюдаются смешанные случаи, когда на отраженный свет звезды накладываются яркие линии, излучаемые газом туманности. В этих случаях освещающая звезда имеет обычно более высокую температуру - около 20 000° (В1).

Рис. 9. Диффузная туманность NGG 2237 - 2236 (Крымская обсерватория)

Рис. 10. 'Угольный мешок' - темная область на фоне Млечного Пути близ южного полюса неба

Суммируем теперь изложенные выше данные наблюдений, которые послужат основой дальнейшего изложения. Туманности делятся на внегалактические и галактические.

Последние являются облаками светящегося газа, имеющими во многих случаях (планетарные туманности) характерный вид дисков и более высокую степень ионизации, чем диффузные туманности. К диффузным туманностям можно отнести и облака пыли, которые, как будет показано ниже, смешаны с газом. Эти облака наблюдаются как светлые или как темные туманности, в зависимости от наличия или отсутствия вблизи достаточно яркой звезды.

Рис. 11. Отражательные туманности с непрерывным спектром в скоплении Плеяды. Стрелками указаны тонкие волокна

Характер туманности связан с температурой освещающей звезды: отражательные туманности освещаются звездами спектральных классов В2 - В5 и более поздних, эмиссионные туманности - горячими звездами О и ВО, а ядра планетарных туманностей имеют температуру еще более высокую.

Перейдем теперь к рассмотрению процессов, ведущих к свечению планетарных туманностей.