Расширение планетарных туманностей

Одним из важнейших свойств планетарных туманностей является их расширение, открытое благодаря изучению линий их спектров, полученных с большой дисперсией. Когда дисперсия спектрографа достаточно велика, а линия спектра имеет заметную ширину, то можно изучить структуру планетарной туманности. При этом вскрываются важные дополнительные данные.

Если щель спектрографа покрывает целиком изображение туманности по диаметру, то линия спектра оказывается расщепленной посередине. С удалением щели от центра расщепление уменьшается, и на краях диска обе компоненты линии сливаются в одну. По малой ширине компонент расщепленной линии можно судить, что в слое газа, образующем оболочку туманности, скорости молекул соответствуют тепловым скоростям и что в туманности нет заметных турбулентных движений. Расщепление же всех линий спектра в середине можно объяснить только радиальным расширением туманности, которая представляет собой оболочку, полую внутри и прозрачную для собственных излучений. Эта прозрачность обусловлена крайне малой плотностью оболочки. Прозрачность планетарных туманностей в общих лучах видна из следующего факта: сквозь гигантскую планетарную туманность в созвездии Водолея NGC 7293 (Хеликс) видны далекие галактики.

При расширении центр поверхности полусферы, обращенной в нашу сторону, приближается к нам, а лучевая скорость его равна скорости расширения. Центр поверхности противоположной полусферы при расширении удаляется от нас, а его скорость по лучу зрения тоже равна скорости расширения. В этой точке линия спектра смещена максимально к красному концу спектра, тогда как от центра передней полусферы точка линии смещена максимально к синему концу спектра. Таким образом, половина расстояния между компонентами расщепленной линии, т. е. полуширина всей линии, соответствует истинной скорости расширения. В соответствий с принципом Доплера эта полуширина раздвоенной линии, выраженная в разности длин волн в ангстремах, может быть пересчитана в скорость, выраженную в километрах в секунду. Дальше от видимого центра скорость расширения направлена под углом к лучу зрения. Ее проекция на луч зрения меньше и смещение спектральной линии от нормального положения тоже меньше.

Рис. 172. Расщепление линии спектра в расширяющейся планетарной туманности

На краях видимого диска туманности скорость расширения перпендикулярна к лучу зрения и соответствующие точки линии спектра занимают нормальное положение. Впрочем, и эти точки смещены от нормального положения на величину, соответствующую скорости движения по лучу зрения всей туманности как целого. Эти лучевые скорости имеют также немалое значение для изучения туманностей, тем более, что вследствие удаленности от нас туманностей при движении они почти не перемещаются по небу. Вследствие этого полная (пространственная) скорость их определяется неточно. Если бы туманность не была совершенно прозрачной для собственных излучений из-за своего крайнего разрежения, мы не наблюдали бы красной компоненты расщепленной линии, образованной удаляющейся полусферой туманности.

Когда скорость расширения мала и велрхчина расщепления линии лишь не намного превосходит ширину компонент, обусловленную тепловым, хаотическим движением атомов в оболочке, то вместо явного расщепления наблюдается лишь расширение линий. Если толпщыа или плотность передней и задней полусферы сильно различаются, то интенсивности компонент расщепленной линии заметно различны.

Заметим, что общего наклона спектральных линий с достоверностью не обнаружено, что говорит об отсутствии у планетарных туманностей заметного вращения вокруг оси. Если бы туманности вращались, то в силу закона сохранения момента количества вращения в ранних стадиях расширения, когда туманность была в тысячи раз меньше, чем теперь, ее вращение было бы таким быстрым, что она вообще не могла бы существовать.

Что касается самих скоростей расширения, то в исследованных случаях они составляют 15-30 км/сек, достигая максимума 53 км/сек у NGC 2392. У туманностей малого углового размера расширение обнаружить нельзя.

Общая картина расширения, выводимая из вида спектра, осложняется в деталях. У некоторых туманностей, особенно у IC 418, существует общее уменьшение скорости расширения с ростом потенциала ионизации данных атомов, т. е. с ростом энергии, нужной для их ионизации. В то время как одни газы почему-то быстро расширяются со скоростью до 23 км/сек, другие, например водород, совсем не показывают расширения. Между тем и эта зависимость имеет исключения. Например, некоторые атомы с таким же потенциалом ионизации, как водород, удаляются от звезды со скоростью 10 км/сек. У других планетарных туманностей все газы в оболочке движутся наружу одинаково. Эти различия от туманности к туманности и от одного сорта атомов к другому, вместе с незнанием иногда точного их относительного распределения в оболочке, мешают дать всем этим фактам окончательное объяснение. Вероятно, описанные детали связаны с различием силы светового давления для разных атомов, со степенью их переме-шанности или разделения в пространстве, с температурой ядра, а может быть, и с начальными условиями расширения.

Естественно желание проверить непосредственно расширение планетарных туманностей, установленное по спектру. Для этого надо обнаружить угловое увеличение диаметра туманностей. Наиболее обстоятельна последняя работа Лиллера и его сотрудников в США. Они сделали снимки некоторых туманностей, у которых, по расчету автора этих строк, сделанному еще в 1948 г., можно было ожидать наиболее заметное угловое расширение. Эти снимки они сравнили со снимками, сделанными на том же телескопе лет на 60 ранее.

В восьми случаях угловое расширение оказалось меньше ожидаемого, а в шести случаях вообще отсутствует и не может быть объяснено ошибкой в оценке расстояния до туманностей, но может объясняться предположением о поддержании плотности туманности за счет выброса вещества ядром (заметим, что ошибки, неизбежные при измерении любых малых величин, скорее бы преувеличили изменение диаметров туманностей, а не преуменьшили). В одном случае, по-видимому, наблюдается согласие углового и линейного расширений и зависимость расширения от расстояния вещества от ядра. При другой оценке расстояния опять требуется привлечение гипотезы пополнения массы оболочки непрерывным истечением газа из ядра.

Хотя масса ядер туманностей и неизвестна, а расстояния до них, а следовательно, и размеры оболочек известны неточно, несомненно следующее. Скорости расширения в 10 км/сек и более превосходят в оболочке скорость отрыва ее от ядра. Тяготение к ядру не может остановить их расширение, и они расширяются практически с постоянной скоростью. Несомненно также, что при постоянстве этой скорости уже через несколько десятков, максимум сотен тысяч лет оболочка планетарной туманности настолько расширится, что перестанет быть видимой и рассеется в пространстве. Итак, планетарные туманности, как впервые отметил автор этих строк еще в 1931 г., являются поставщиками рассеянного газа в мировое пространство.

Интересен также другой вывод. Очевидно, 10⁴-10⁵ лет назад расширяющаяся оболочка была размером со звезду, т. е. еще только отделилась от ядра и начала расширяться. Значит, в космическом смысле планетарные туманности - очень молодые образования, они возникли совсем недавно, они моложе даже, чем сверхгиганты, возраст которых оценивают в 10⁶-10⁸ лет. Сверх того, планетарные туманности эфемерны, их жизнь очень коротка. Эти космические мотыльки «живут» не более чем 10⁵-10⁶ лет. Это не значит, однако, что их ядра также эфемерны. Это могут быть старые звезды, которые будут светить, заметно не меняясь, еще долго после того как их оболочка рассеется. Впрочем, если иногда межзвездная среда тормозит расширение туманностей или если ядро пополняет оболочку газом, жизнь планетарной туманности может затянуться.