12. Температура диффузных туманностей

Определить температуру газа сравнением линий типа полярных сияний и небулярных линий обычно не удается, так как из-за малой яркости, меньшей температуры и меньшей ионизации кислорода линия λ 4363 [О III] нигде, за исключением туманности Ориона, не наблюдается. Поэтому нужно применять другие методы. Метод энергетического баланса был развит Л. Спицером (США) для ионизованных областей межзвездного газа. Принципиально он ничем не отличается от описанного выше для планетарных туманностей. Нагрев газа происходит при ионизации атомов водорода, охлаждение - при возбуждении метастабильных уровней ионов кислорода и других элементов электронным ударом. Полагая, что излучение звезды класса 09 соответствует температуре 30 000° и что количество протонов и ионов кислорода в 1 см³ равно 1 и 10^-3 соответственно, Спицер рассчитал, что температура газа будет около 8000°. При этом делалось допущение, что основным охлаждающим агентом является кислород, излучение которого, в зависимости от температуры, рассчитывалось теоретически, исходя из эффективных сечений. Таким образом, в отличие от планетарных туманностей, где интенсивности запрещенных линий находили непосредственно из наблюдений, излучение более разреженного межзвездного газа из-за трудности его наблюдения вычислялось теоретически. Излучение в запрещенных линиях очень быстро усиливается с ростом температуры, поэтому возможные неточности в расчете прихода или расхода энергии могут изменить значение температуры не очень сильно - максимум на 1000-2000°.

Недавно В. И. Проник (СССР) более детально рассмотрел вопрос о температуре диффузных туманностей. Он предложил метод оценки их температуры, основанный на интенсивностях линий [О II] и [О III]. Сущность метода состоит в следующем. Если известны эффективные сечения возбуждения и температура, то по относительной интенсивности линий [О II] и Н_β можно найти относительное содержание ионов О II в сравнении с водородом. Таким же путем можно найти содержание ионов О III. В диффузных туманностях кислород находится в основном в этих двух стадиях ионизации, число ионов 0I и О IV относительно мало. Поэтому можно составить уравнение - содержание О II (выраженное через относительную интенсивность линии и температуру) плюс так же выраженное содержание О III есть содержание кислорода, т. е. некоторая более или менее постоянная величина. Если она известна, то это уравнение, по существу, определяет температуру через относительные интенсивности [О II] и [О III]. Решение уравнения сложно, но специально построенный чертеж, называемый номограммой, позволяет найти температуру графически.

К сожалению, содержание кислорода известно недостаточно точно, поэтому температура может несколько отличаться от истинной. Однако этот метод позволяет проследить изменение температуры от точки к точке или от туманности к туманности, если считать их химический состав одинаковым. Применение его к некоторым туманностям показало, что вблизи возбуждающей звезды температура обычно несколько выше (на 1000-2000°), чем на некотором расстоянии, причем дальше к периферии температура остается примерно постоянной и равна приблизительно 8000°. Далее к тем же туманностям был применен метод энергетического баланса, основанный на наблюдаемых интенсивностях запрещенных линий. При этом была уточнена величина прихода энергии от фотоионизации водорода и гелия, так как было принято во внимание действительное распределение излучения в ультрафиолетовой части спектра звезды, отклоняющееся от распределения в спектре черного тела. Расчет температуры из баланса энергии дал в близких к звезде частях туманности значение, совпадающее с температурой, найденной по интенсивностям. Это значит, что в этой области основное охлаждение действительно связано с излучением наблюдаемых запрещенных линий. Однако в более внешних частях туманности метод баланса дает более высокую температуру. Следовательно, должен существовать еще один источник охлаждения, который, при учете его, понизит температуру, найденную из баланса энергии.

Этим источником охлаждения оказалась дважды ионизованная сера. Ионы S III имеют инфракрасный дублет λ 9069 - 9540. Энергия возбуждения здесь мала (инфракрасные кванты низкой частоты), поэтому эти уровни могут возбуждаться сравнительно медленными электронами, возбуждения происходят часто и уносят много энергии. Недавно линии [S III] наблюдались Л. Адлером в туманности Ориона и оказались очень сильными. Энергия ионизации S III примерно такая же, как для О П. Следовательно, там, где О II ионизован и перешел в О III (вблизи звезды), S III должна перейти в S IV, которая не имеет сильных линий. Поэтому вблизи звезды охлаждение будет не так велико, и температура будет выше, причем она соответствует значению, найденному из уравнения баланса, так как сильных невидимых линий там нет. На некотором расстоянии от звезды преобладающими становятся О II и S III, охлаждение усиливается из-за [S III], и температура понижается, причем она не согласуется с полученной методом баланса, если в него не включить инфракрасные линии [S III].