11. Динамика и эволюция планетарных туманностей [1959 Пикельнер С.Б.

Спектрограммы планетарных туманностей показывают, что в большинстве случаев туманности расширяются. На рис. 12 показан участок спектрограммы туманности NGC 7662, полученной О. Вилсоном (США) при помощи спектрографа, щель которого заменена пластинкой со множеством параллельных щелей. Телескоп строит изображение туманности на этой пластинке, и каждая щель вырезает свою полоску из изображения. В фокальной плоскости камеры спектрографа каждая эмиссионная линия состоит из множества полосок. На фотографии представлена линия [Ne III] λ 3869 Å. Хорошо видно, что вблизи центра туманности линии раздвоены, а у краев слиты. Это означает, что туманность расширяется: в центре передняя сторона движется к нам, и линия смещена в фиолетовую сторону, задняя удаляется, и ее линия смещена в красную сторону.

В результате мы видим два компонента. У краев туманности газ движется почти перпендикулярно к лучу зрения, и линии от передней и задней сторон не смещаются, они слиты. Скорость расширения в среднем равна 20^км/_сек, однако далеко не во всех случаях.

Прежде всего имеются различия между туманностями. Некоторые из них расширяются со скоростью около 10 ^км/_сек, другие, правда, очень немногочисленные, - со скоростью 25 - 30 ^км/_сек и даже больше. Более интересно различие скоростей расширения одной туманности, определенных по линиям разных ионов. О. Вилсон установил, что расширение, определенное по линиям слабо ионизованных атомов (0 I, О II, S II, N II), происходит быстрее, чем по линиям [Ne III], [О III], а линии еще более ионизованных элементов ([NeV]) показывают совсем малую скорость расширения. Скорости, определенные по водороду, близки к средним скоростям, полученным по [Ne III] и [О III]. Можно было бы думать, что разные ионы движутся в одной массе газа, но с разной скоростью вследствие действия различных сил, например давления радиации. Однако было доказано, что из-за взаимного трения должны установиться почти одинаковые скорости. Следовательно, приходится принять, что разные ионы располагаются в разных слоях туманности, которые расширяются с разной скоростью. Это вполне согласуется с тем, что показывает бесщелевой спектрограф (см. рис. 6),- многократно ионизованные ионы светят в области более близкой к ядру, чем однократно ионизованные атомы, хотя области свечения разделяются нерезко. Расслоение излучений объясняется в основном тем, что атомы сильнее ионизуются вблизи звезды.

Рис. 12. Планетарная туманность NGG 7662, сфотографированная в линии X 3869 [Ne III] с помощью многощелевого спектрографа. Расщепление линии вызвано расширением туманности (Паломарская обсерватория)

Таким образом, зависимость скорости расширения от ионизации означает, что более внутренние слои туманности расширяются медленнее, чем более внешние, т. е. в туманности скорость растет наружу. Чем вызвано такое распределение скорости? Чтобы ответить на этот вопрос, следует сначала выяснить, почему туманности вообще расширяются. Если исключить пока гипотезу о том, что газ получил свою скорость при выбросе из звезды - об этой гипотезе ничего нельзя сказать, так как в настоящее время еще не известна причина такого выброса,- то остаются две силы, которые могут объяснить расширение: давление газа и давление излучения. Поскольку туманность представляет собой сравнительно плотное горячее облако газа, окруженное значительно более разреженной средой, то давление газа должно привести к расширению туманности со скоростью звука, которая несколько больше, чем скорость тепловых движений атомов (скорость атомов водорода при Т = 10 000° составляет около 12 ^км/_сек). Это явление аналогично расширению горячего облака газа, образовавшегося при взрыве. Если расширение происходит под действием давления газа, то во внешних частях, где перепад давления больше, скорость расширения должна быть несколько больше, чем во внутренних слоях.

Второй возможной причиной расширения может быть давление ультрафиолетовых квантов, идущих от звезды. Поглощаясь атомом, квант передает ему свое количество движения, в результате чего атом приобретает небольшую скорость, направленную от звезды. Приближенная оценка показывает, что этот эффект имеет, по-видимому, меньшее значение, чем давление газа. В пользу этого соображения можно выдвинуть также следующий аргумент. Температуры и мощность излучения ядер туманностей весьма различны, и если бы давление радиации было основной силой, вызывающей расширение туманности, то скорости расширения разных туманностей были бы также различны. В то же время, поскольку температуры туманностей различаются незначительно, и скорость звука слабо зависит от температуры, скорость теплового расширения должна быть почти одинаковой и близкой к 20 ^км/_сек, что согласуется с наблюдениями.

Давление радиации не сводится только к действию квантов за пределом серии Лаймана. Более существенную роль должно играть излучение L_α. Напомним, что кванты, ионизующие водород, перерабатываются туманностью в L_α и некоторые другие. Кванты L_α не могут сразу после образования выйти из туманности, так как оптическая толща в центре линии значительно больше единицы. Если бы туманность была неподвижной или расширялась с одинаковой во всех точках скоростью, то толща ее была бы 10⁴ - 10³¹. Во столько же раз, как указал В. А. Амбарцумян, увеличится время диффузии квантов L_α и соответственно увеличится их плотность сравнительно с плотностью ионизующих квантов за лаймановским пределом. Увеличение плотности квантов привело бы к увеличению давления их. Однако неравномерное расширение туманности, как указал В. А. Амбарцумян и подробно исследовал В. В. Соболев, уменьшает степень накопления квантов и их давление. Действительно, каждый слой излучает и поглощает линию, частота которой зависит от скорости слоя в целом (эффект Допплера), а ширина - от дисперсии скоростей частиц. Если второй слой движется относительно первого со скоростью, большей дисперсии скоростей, то он не может поглощать излучение, посылаемое первым слоем, линии слоев не совпадают. Этот эффект- уменьшает оптическую толщу в несколько раз, так как в поглощении участвует тонкий слой, разность скоростей на краях которого равна дисперсии тепловых скоростей.

¹ (Коэффициент поглощения в центре L_α в 10 000 раз больше, чем за границей серии Лаймана, где оптическая толща близка к единице.)

Еще более существенный эффект, который позволяет квантам L_α выходить даже из неподвижной туманности, был указан X. Занстра. Сущность его заключается в следующем. Каждый атом эффективно поглощает и излучает в узком спектральном интервале, ширина которого около 10^-4 Å. Вследствие эффекта Допплера частота поглощения разных атомов, движущихся хаотически, смещена, причем, как уже было сказано, ширина линии определяется дисперсией скоростей (в туманности она равна приблизительно 0,1 Å). Число атомов, обладающих большими скоростями, быстро падает, так что атомов, которые поглощают на 0,3 Å от центра линии, уже мало, поглощение в этой частоте не значительно, и кванты, образующие крылья линии (они излучены атомами, быстро движущимися по радиусу), почти беспрепятственно выйдут из туманности. Правда, эти кванты составляют незначительное меньшинство, меньше чем 10^-4 всех квантов. Однако частоты квантов после каждого поглощения и излучения меняются из-за эффекта Допплера, поэтому уже после первого рассеяния снова появятся кванты в крыльях, которые вновь покинут туманность, и т. д. В результате постоянной утечки накопление квантов L_α в сравнении с квантами за лаймановским пределом будет не столь значительно - всего в несколько десятков раз. Соответственно и давление радиации L_α будет только в десятки раз больше, чем давление ионизующих квантов. Однако такое давление может заметно влиять на движения в туманности.

В чем будет заключаться это влияние? Кванты L_α образуются в толще туманности и стремятся выйти оттуда в обе стороны - вперед и назад - к звезде, так как противоположная часть туманности, расположенная за звездой, не задерживает движения квантов - она расширяется в противоположную сторону и поглощает в другой частоте. Выбираясь из толщи туманности, кванты L_α ускоряют движение внешних частей ее и тормозят движение внутренних. Это, в частности, может быть одной из причин роста скоростей с удалением от звезды.

В случае, если оптическая толща туманности за пре делом серии Лаймана больше единицы и ионизация водорода к краям резко падает, давление L_α будет особенно сильно именно в переходном слое, где увеличивается число нейтральных атомов и резко возрастает поглощение. Это может привести, как показал Г. А. Гурзадян (СССР), к отделению внешней части оболочки от внутренней, к образованию двухоболочных туманностей. Туманности, имеющие вторую, более слабую оболочку, действительно встречаются (см. рис. 8). Г. А. Гурзадян считает наличие второй оболочки признаком того, что оптическая толща данной туманности за лаймановским пределом близка к единице. Соответственно, у небольших дискообразных туманностей толща больше единицы (они окружены нейтральным газом), а у больших кольцеобразных туманностей - меньше единицы. Эти типы туманностей, по-видимому, являются различными стадиями эволюции. Сначала туманность мала и компактна, оптическая толща ее велика. С расширением уменьшается плотность и число атомов, заключенных в столбе единичного сечения. Оптическая толща при этом уменьшается, и туманность переходит сначала в двухоболочную, а затем в кольцеобразную. Разумеется, разделение на эти типы несколько условно, форма туманности зависит и от других факторов, связанных с характером истечения вещества из звезды. Если истечение симметрично, то образуется сферическая туманность. Если оно происходило в двух противоположных направлениях, то образуется довольно распространенный тип туманностей, состоящих из двух симметричных масс. В случае же непрерывного истечения из одной области звезды образуется струя, которая из-за вращения звезды закручивается в спираль. Сопоставляя число витков и скорость расширения, Г. А. Гурзадян нашел, что ядра этих планетарных туманностей вращаются, по-видимому, очень медленно.

Ряд форм туманностей может быть объяснен, как показал Э. Р. Мустель (СССР), только в предположении, что магнитное поле звезды влияет на условия выброса вещества.

Как видно из рис. 12, компоненты, на которые расщепляются линии в центральной части туманности, остаются тонкими, их ширина значительно меньше, чем величина расщепления. Следовательно, дисперсия скоростей газа внутри оболочки значительно меньше, чем скорость расширения, газ расширяется, как говорят, "ламинарно", без турбулентных движений. Это объясняет, почему туманности имеют в большинстве случаев сравнительно правильную форму границы - при сильных внутренних движениях туманность быстро потеряла бы правильные очертания.

Рассмотрим теперь, как меняется яркость туманности при ее расширении. Пока туманность остается оптически плотной, она поглощает практически все ультрафиолетовое излучение звезды, превращая его в видимое излучение. Поэтому общее излучение туманности в линиях зависит только от звезды и не меняется с расширением. Поскольку, однако, размеры туманности растут, ее поверхностная яркость падает. После того как толща туманности за лаймановским пределом станет меньше единицы, она будет поглощать уже не всю радиацию звезды, и полное излучение туманности станет уменьшаться. Еще быстрее будет убывать поверхностная яркость, так что по достижении определенного размера туманность становится практически невидимой.

И. С. Шкловский (СССР) привел ряд доводов в пользу того, что большинство наблюдаемых планетарных туманностей являются оптически тонкими для излучения за лаймановским пределом. Об этом говорит, в частности, наличие вокруг многих туманностей рассеянного газа (может быть остатков вторых оболочек), который не мог бы светиться, если бы основная масса туманности поглощала бы все ультрафиолетовое излучение. С другой стороны, он показал, что на самых ранних стадиях расширения туманность должна быть оптически плотной. Действительно, возьмем типичную туманность и проследим, какой должна была быть ее светимость в прошлом, если она все время была оптически тонкой, т. е. сильно ионизованной. Излучение единицы объема ионизованного газа пропорционально квадрату плотности ρ, следовательно, излучение всей туманности L ∞ ρ₂ V, где V - объем туманности (∞ - знак пропорциональности). Так как ρ V = = М - массе туманности (V и М относятся к ионизованной части), то светимость

Светимость

Если бы туманность все время была ионизованной, то масса М в процессе расширения не изменялась бы. Тогда на ранней стадии, когда r было, например, в сто раз меньше, чем теперь, светимость была бы больше в миллион раз. Однако таких объектов не наблюдается. Да это и невозможно, потому что яркость туманности определяется ультрафиолетовым излучением звезды, а оно не может быть столь интенсивным даже при тех высоких температурах, которыми обладают ядра. Другими словами, ультрафиолетового излучения ядра недостаточно, чтобы целиком ионизовать туманность, если она еще мало расширилась. К этому обстоятельству мы еще вернемся, а сейчас отметим, что зависимость светимости от размера позволяет приближенно оценить относительные расстояния до оптически тонких туманностей. Действительно, если

Зависимость светимости от размера

Поверхностная яркость

Радиус туманности r пропорционален ее угловому размеру φ и расстоянию R. Отсюда можно найти,что

Расстояние

Угловые размеры ρ и яркость I можно определить из измерений, причем зависимость от I очень слабая, так что измерения могут быть весьма неточными. Что касается значений массы, то они известны очень приближенно, и главное, оценки их основаны на принятых расстояниях, поэтому использование масс для определений самих расстояний недопустимо. И. С. Шкловский сделал предположение, что массы туманностей различаются не очень сильно, скажем, максимум в десять раз. Тогда, поскольку М входит в степени ²/₅, ошибка в расстоянии не будет превосходить 50%. Заметим, что величину массы знать не нужно, достаточно только, чтобы она была примерно одинаковой у всех туманностей, так как формула для R все равно содержит неизвестный коэффициент, в который можно включить и величину массы.

Таким образом можно оценить относительные расстояния оптически тонких туманностей ¹. Чтобы перейти к абсолютным расстояниям, нужно знать расстояние хотя бы одной туманности, определенное непосредственно по параллаксу. Однако планетарные туманности - далекие объекты, параллаксы их определяются неточно. И. С. Шкловский воспользовался средним расстоянием до группы туманностей, оцененным П. П. Паренаго (СССР) из анализа движений этих объектов. В результате были найдены расстояния большого числа туманностей. Среднее расстояние их мало отличается от определенных ранее другими методами, однако расстояния отдельных туманностей могут отличаться от прежних довольно сильно. По видимой величине и расстоянию были вычислены светимости ядер. Некоторые из них значительно меньше светимости Солнца, тогда как температура ядер измеряется десятками тысяч градусов, т. е. единица поверхности светит очень ярко. Это значит, что размеры таких ядер значительно меньше размеров Солнца, и если их массы сравнимы, то плотность ядра должна быть В тысячи и в десятки тысяч раз больше плотности воды. Подобные плотности имеют уже упоминавшиеся белые карлики. Плотные ядра туманностей можно по аналогии с ними назвать голубыми карликами или перегретыми белыми карликами. Однако большинство ядер имеют большую светимость и соответственно больший радиус и меньшую плотность.

¹ (Расстояния оптически толстых, частично ионизованных туманностей так определять нельзя, потому что масса ионизованной части может быть относительно малой)

Б. А. Воронцов-Вельяминов установил связь между характером спектра ядра и типом планетарной туманности.

Маленькие туманности имеют ядра, похожие на звезды Вольф-Райе с яркими линиями в спектре, кольцеобразные имеют ядра с непрерывным спектром, а ядра больших неправильных туманностей похожи по спектру на обычные звезды класса О. Исходя из этих и из некоторых других данных, Г. А. Гурзадян пришел к заключению, что одновременно с эволюцией туманности должна происходить и эволюция ядра, т. е. ядро должно существенно измениться за те 10 - 20 тысяч лет, пока туманность расширяется и становится, наконец, невидимой. Развивая эту идею и основываясь на определенных им светимостях ядер, И. С. Шкловский пришел к выводу, что в процессе эволюции ядро превращается сначала в голубой карлик, а когда туманность уже рассеялась, голубой карлик медленно остывает и превращается в обычный белый карлик. Следовательно, звезда, прежде чем стать белым карликом, проходит через стадию ядра планетарной туманности. Число известных в настоящее время белых карликов сравнительно невелико (около 100), но объясняется это их крайней слабостью, из-за которой мы можем наблюдать только очень близкие объекты. Полное же число белых карликов в Галактике должно измеряться миллиардами.

Могло ли все это множество звезд образоваться за время жизни Галактики из ядер планетарных туманностей? Общее число имеющихся в Галактике нерассеявшихся планетарных туманностей - несколько десятков тысяч, возраст их - 10 - 20 тысяч лет. Следовательно, каждый год должно образовываться несколько туманностей, а за миллиард лет - несколько миллиардов туманностей, что сравнимо с вероятным числом белых карликов.

Космогоническое значение планетарных туманностей не исчерпывается образованием белых карликов. Как уже отмечалось, в Галактике имеется газ, общая масса которого составляет несколько процентов массы всех звезд. Происхождение этого газа не очень ясно. Одна из возможностей - выбрасывание вещества из звезд Вольф-Райе - была предложена Б. А. Воронцовым-Вельяминовым.

Кроме того, газ, вероятно, выбрасывается некоторыми сверхгигантами.

Согласно И. С. Шкловскому, одним из наиболее мощных источников образования газа могут быть планетарные туманности. За миллиарды лет они должны выбросить в Галактику газ в количестве, сравнимом с количеством, имеющимся в настоящее время.

Что можно сказать о происхождении планетарных туманностей? К какому типу объектов должны были они принадлежать до того как начали расширяться? На ранней стадии расширения туманность была оптически плотной, так что центральная горячая ионизованная часть была - окружена значительно более холодной областью нейтрального водорода. Эта оболочка может быть, однако, сравнительно прозрачной в видимой области спектра. Но на еще более ранней стадии, когда плотность неионизованной оболочки была очень велика, в ней должны были образовываться молекулы и отрицательные ионы, которые поглощают и в видимой части спектра, так что оболочка была непрозрачной почти во всем спектре. Такая оболочка поглощает все идущее снизу излучение и переизлучает его со своей поверхности, причем излучение это должно в общем быть близким к излучению черного тела, имеющего температуру оболочки. Поскольку поверхность оболочки велика, излучение с единицы площади должно быть малым и температура оболочки ниже, чем температура обычной звезды. Она может быть, например, порядка тысячи градусов. Оболочка должна представлять собой по существу гигантскую холодную звезду, какую-нибудь из разновидностей красных гигантов. Наличие внутри оболочки горячего ядра, окруженного зоной ионизованного водорода, может проявиться, когда оболочка, расширяясь, станет полупрозрачной. В это время могут быть видны яркие линии водорода, накладывающиеся на спектр холодной звезды. Запрещенные линии будут еще слабы из-за большой плотности.

Нужно заметить, что среди красных гигантов имеется довольно много звезд с яркими линиями водорода и некоторых других элементов в спектре. Один из типов таких звезд, названный по имени звезды RV Тельца, имеет то же распределение в Галактике, что и планетарные туманности, он относится к промежуточной подсистеме. Светимость их в среднем равна светимости самых ярких планетарных туманностей. И. С. Шкловский считает эти звезды предками планетарных туманностей. Его гипотеза еще не разработана до конца, однако ее развитие может привести к решению очень важного и интересного вопроса о происхождении планетарных туманностей.