Шпаргалки ао "Астрономии"

ПЛАНЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ

 

Известны  звезды, которые являются как бы наглядной иллюстрацией того, что

красные гиганты могут превращаться в  белые карлики. Нас они интересуют еще и

потому, что окружены горячей газовой  оболочкой, свойства которой напоминают

газовые туманности, рассматриваемые в следующей  главе. Но внешнему сходству с

дисками планет, наблюдаемыми в телескоп, они  называются планетарными

туманностями (рис. 200). В центре их всегда можно  заметить ядро - горячую

звезду, спектр которой напоминает спектр звезд  Вольфа - Райе (см. стр. 438) или

звезд класса О.

 

Самым близким  и крупным из подобных объектов является планетарная туманность

Хеликс  в созвездии Водолея, видимый  размер которой только вдвое меньше Луны. При

расстоянии  в 700 пс это соответствует истинным размерам туманности почти в 3 пс.

Очень известной  также является кольцевая туманность в созвездии Лиры.

Большинство планетарных туманностей, которых  в настоящее время найдено  около

1000, имеют  значительно меньшие размеры,  в среднем 0,05 пс, и концентрируются

преимущественно к центру Галактики, а не к ее плоскости.

Спектры самих планетарных туманностей (рис. 201) представляют собой слабый

континуум, на фоне которого видны яркие эмиссионные  линии, причем сильнее всего

выделяются  запрещенные линии однажды и  дважды ионизованных кислорода и  азота

(особенно  небулярные линии N1 и N2), линии  водорода и нейтрального гелия.  По

внешнему  виду планетарных туманностей, которые  обычно имеют симметричную форму  и

часто выглядят кольцами, можно заключить, что они  представляют собой оболочку из

сильно  разреженного ионизованного газа, окружающую звезду и имеющую, возможно,

форму тороида. По смещениям линий в спектре  этих оболочек обнаружено, что они

расширяются в среднем со скоростью в несколько  десятков километров в секунду.

 

Рис. 201. Бесщелевой (в середине) и щелевой (справа) спектры планетарной

туманности NGC 6543, изображенной слева. Цифры - длины  волн в ангстремах.

 

Полное  количество энергии, излучаемой всей планетарной  туманностью, в десятки

раз больше, чем излучение ядра в видимой  области спектра. Поскольку центральная

звезда  очень горячая и обладает температурой во много десятков тысяч градусов,

максимум  ее излучения лежит в невидимой  ультрафиолетовой области спектра.

Жесткое излучение ядра ионизует разреженный  газ туманности и нагревает его  до

температуры, достигающей одного-двух десятков тысяч  градусов. Вместо него атомы

туманности  испускают видимое излучение, спектр которого содержит наблюдаемые

эмиссионные линии и слабое непрерывное свечение.

По-видимому, планетарные туманности - определенная стадия эволюции некоторых

звезд, возможно, похожих на неправильные переменные типа RV Тельца. В стадии

планетарной туманности звезда сбрасывает с себя оболочку и обнажает свои горячие

внутренние  слои. Судя по скорости расширения оболочки, этот процесс должен

происходить очень быстро (около 20 000 лет). Существенные изменения за это время

могут иметь  место и внутри звезды. Есть основания  полагать, что, пройдя стадию

планетарных туманностей, некоторые звезды превращаются в белые карлики.

Межзвездный газ

 

Газовые туманности. Самая известная газовая  туманность - в созвездии Ориона

(рис. 229), протяженностью свыше 6 пс, заметная  в безлунную ночь даже

невооруженным глазом. Не менее красивы туманности Омега, Лагуна и Трехраздельная

в созвездии  Стрельца, Северная Америка и Пеликан  в Лебеде, туманности в Плеядах,

вблизи  звезды h Киля, Розетка в созвездии  Единорога и многие другие. Всего

насчитывают около 400 таких объектов. Естественно, что полное их число в

Галактике значительно больше, но мы их не видим  из-за сильного межзвездного

поглощения  света.

 

В спектрах газовых туманностей имеются  яркие эмиссионные линии, что  доказывает

газовую природу их свечения. У наиболее ярких туманностей прослеживается и

слабый  непрерывный спектр.

Как правило, сильнее всех выделяются водородные линии На и Нb и знаменитые

небулярные  линии с длинами волн 5007 и 4950 Å, возникающие при запрещенных

переходах дважды ионизованного кислорода  О III. До того, как эти линии удалось

отождествить, предполагалось, что их излучает гипотетический элемент небулий.

Интенсивны  также две близкие запрещенные  линии однократно ионизованного

кислорода О II с длинами волн около 3727 Å, линии азота и ряда других элементов.

Внутри  газовой туманности или непосредственно  вблизи от нее почти всегда можно

найти горячую  звезду спектрального класса О или  В0, являющуюся причиной свечения

всей  туманности. Эти горячие звезды обладают очень мощным ультрафиолетовым

излучением, ионизующим и заставляющим светиться  окружающий газ точно так же, как

это имеет  место в планетарных туманностях (см. § 152).

Поглощенная атомом туманности энергия ультрафиолетового  кванта звезды большей

частью  идет на ионизацию атома. Остаток  энергии расходуется на придание скорости

свободному  электрону, т.е. в конечном счете  превращается в тепло. В ионизованном

газе  должны также происходить и обратные процессы рекомбинации с возвращением

электрона в связанное состояние. Однако чаще всего это реализуется через

промежуточные энергетические уровни, так что в  итоге вместо первоначально

поглощенного  жесткого ультрафиолетового кванта атомы туманности излучают

несколько менее энергичных квантов видимых  лучей (этот процесс называется

флуоресценцией). Таким образом, в туманности происходит как бы “дробление”

ультрафиолетовых  квантов звезды и переработка  их в излучение, соответствующее

спектральным  линиям видимого спектра.

Излучение в линиях водорода, ионизованного  кислорода и азота, приводящее к

охлаждению  газа, уравновешивает поступление тепла  через ионизацию. В итоге

температура туманности устанавливается на некотором  определенном уровне порядка

, что  можно проверить по тепловому  радиоизлучению газа.

Количество  квантов, излучаемых в какой-либо спектральной линии, в конечном счете

пропорционально числу рекомбинаций, т.е. количеству столкновений электронов с

ионами. В сильно ионизованном газе концентрация и тех и других одинакова, т.е.

Поскольку согласно (7.18) частота столкновений одной частицы пропорциональна  п,

общее число  столкновений всех ионов с электронами  в единице объема

пропорционально произведению nine, т.е.  Следовательно, общее число квантов,

излучаемых  туманностью, или ее яркость на небе - пропорциональна ,

просуммированному вдоль луча зрения. Для однородной туманности протяженностью L,

это дает . Произведение  называется мерой  эмиссии и является важнейшей

характеристикой газовой туманности: ее значение легко  получить из

непосредственных  наблюдений яркости туманности. Вместе с тем мера эмиссии

связана с основным физическим параметром туманности - плотностью газа.

Таким образом, измеряя меру эмиссии газовых  туманностей, можно оценить

концентрацию  частиц пе, которая оказывается порядка 10 2-10 3 см -3 и даже

больше  для самых ярких из них.

Как видно, концентрация частиц в газовых туманностях  в миллионы раз меньше, чем

в солнечной  короне, и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить лучшие

современные вакуумные насосы.

Необычайно  сильная разреженность газа объясняет  появление в его спектре

запрещенных линий, сравнимых по своей интенсивности  с разрешенными. В обычном

газе  возбужденные атомы не успевают излучить запрещенную линию потому, что

гораздо раньше, чем это произойдет, они  столкнутся с другими частицами (в первую

очередь электронами) и отдадут им свою энергию  возбуждения без излучения кванта.

В газовых  туманностях при температуре 104 °K средняя тепловая скорость

электронов  достигает 500  км/сек и время  между столкновениями, вычисленное  по

формуле (7.17) при концентрации ne = 102 см -3, оказывается 2×106 сек, т.е.

немногим  меньше месяца, что в миллионы раз  превышает “время жизни” атома в

возбужденном  состоянии для большинства запрещенных  переходов.

Зоны H I и Н II. Как мы только что видели, горячие звезды на больших расстояниях

вокруг  себя ионизуют газ. Поскольку в основном это водород, ионизуют его главным

образом лаймановские кванты с длиной волны  короче 912 Å. Но в большом количестве

их могут  дать только звезды спектральных классов  О и В0, у которых эффективные

температуры Тэфф ³ 3×104 °K и максимум излучения  расположен в ультрафиолетовой

части спектра. Расчеты показывают, что эти звезды способны ионизовать газ с

концентрацией 1 атом в 1 см3 до расстояний нескольких десятков парсеков.

Ионизованный  газ прозрачен к ультрафиолетовому  излучению, нейтральный, наоборот,

жадно его  поглощает. В результате окружающая горячую звезду область ионизации (в

однородной  среде это шар!) имеет очень  резкую границу, дальше которой газ

остается  нейтральным. Таким образом, газ  в межзвездной среде может  быть либо

полностью ионизован, либо нейтрален. Первые области  называются зоны Н II, вторые

- зоны H I. Горячих звезд сравнительно  мало, а потому газовые туманности

составляют  ничтожную долю (около 5%) всей межзвездной  среды.

Нагрев  областей Н I происходит за счет ионизующего  действия космических лучей,

рентгеновских квантов и суммарного фотонного  излучения звезд. При этом в первую

очередь ионизуются атомы углерода. Излучение  ионизованного углерода является

основным  механизмом охлаждения газа в зонах  Н I. В результате должно

установиться  равновесие между потерей энергии  и ее поступлением, которое имеет

место при  двух температурных режимах, осуществляющихся в зависимости от значения

плотности. Первый из них, когда температура  устанавливается в несколько  сотен

градусов, реализуется в разово-пылевых  облаках, где плотность относительно

велика, второй - в пространстве между ними, в котором разреженный газ

нагревается до нескольких тысяч градусов. Области  с промежуточными значениями

плотности оказываются неустойчивыми и  первоначально однородный газ неизбежно

должен  разделиться на две фазы - сравнительно плотные облака и окружающую их

весьма  разреженную среду. Таким образом, тепловая неустойчивость является

важнейшей причиной “клочковатой” и  облачной структуры межзвездной  среды.

Межзвездные линии поглощения. Существование  холодного газа в пространстве между

звездами  было доказано в самом начале XX в. немецким астрономом Гартманом,

изучившим спектры двойных звезд, в которых  спектральные линии, как отмечалось в

§ 157, должны испытывать периодические  смещения.

Гартман обнаружил в спектрах некоторых  звезд (особенно удаленных и горячих)

стационарные (т.е. не изменявшие своей длины волны) линии H и К ионизованного

кальция. Помимо того, что их длины волн не менялись, как у всех остальных  линий,

они отличались еще своей меньшей шириной. Вместе с тем, у достаточно горячих

звезд линии  Н и К вообще отсутствуют. Все  это говорит о том, что стационарные