14. Наличие пыли в туманностях. Связь звезд и туманностей

К диффузным туманностям часто относят так называемые отражательные туманности, имеющие непрерывный спектр с линиями поглощения. Типичным примером являются туманности в Плеядах (см. рис. 11). Спектр их подобен спектру освещающих звезд, светимость туманностей в несколько десятков раз меньше светимости звезд, поверхностная яркость значительно меньше, чем у плотных эмиссионных туманностей. Уже давно было установлено, что эти туманности содержат пыль, которая светит отраженным светом. Звезды, освещающие такие туманности, как правило, относятся к подклассам В1 - В9, т. е. это горячие гиганты, температура которых, однако, ниже, чем у звезд О и ВО, освещающих эмиссионные туманности.

Изредка пылевые туманности освещаются сверхгигантами более поздних спектральных классов.

Встречаются пылевые туманности и не освещаемые звездами. В таких случаях они видны как более темные пятна на фоне светлых туманностей или на фоне звезд Млечного Пути (см. рис. 10). Возникает вопрос - можно ли считать сочетание пылевой туманности с освещающей ее звездой случайным или оно имеет генетическое значение, будучи связано с условиями образования звезд или туманностей. В. А. Амбарцумян и Ш. Г. Горделадзе (СССР) использовали следующий метод. Можно подсчитать, на каком расстоянии звезда данной светимости может еще освещать туманность так, чтобы последняя могла наблюдаться. Так, например, звезда с нулевой абсолютной величиной (почти в сто раз ярче Солнца) может осветить туманности, находящиеся в объеме около одного кубического парсека. Расстояние от туманности до наблюдателя при этом несущественно до определенного предела, пока не станет заметным поглощение света в межзвездном пространстве, так как без поглощения поверхностная яркость не зависит от расстояния, туманность будет с удалением уменьшаться, но не ослабляться. Если распределение звезд относительно туманностей случайно, то число наблюдаемых туманностей, освещаемых звездами данного спектрального класса, должно быть пропорционально числу таких звезд и объему, который освещает одна звезда этого класса.

Расчет, подтвержденный впоследствии другим методом, оказался в довольно хорошем согласии с данными наблюдений. В частности, звезды В1 - В9 действительно должны быть наиболее эффективными для их освещения. Таким образом, было доказано, что пылевые туманности освещаются в том случае, если поблизости имеется яркая звезда.

Доля объема, освещаемого всеми звездами вблизи плоскости Галактики, составляет около одной двухтысячной. В настоящее время известно около 250 светлых туманностей, расположенных в слое толщиной 200 парсеков в области с радиусом около 1500 парсеков вокруг Солнца, ограниченной межзвездным поглощением. (Эти числа и последующий расчет несколько не совпадает с расчетом В. А. Амбарцумяна и Ш. Г. Горделадзе, они исправлены П. П. Паренаго на основе более современных данных.) Следовательно, всего в этом объеме находится около 500 000 пылевых туманностей, так что одна туманность приходится в среднем на куб с ребром 14 парсеков.

Проходящий вблизи плоскости Галактики луч зрения длиной в 1000 парсеков пересекает около 7 туманностей. Это число будет использовано в дальнейшем.

Характер связи между эмиссионными туманностями и горячими звездами О и ВО рассматривался Г. А. Шайном и В. Ф. Газе на основе сотен фотографий, полученных ими в лучах Н_α. Около половины горячих звезд О, ВО и Вольф-Райе освещают эмиссионные туманности. Многие из них расположены в их центральных частях, причем часто туманности ассоциированы не с одной, а с несколькими горячими звездами, иногда с целой группой их. И горячие звезды, и туманности обнаруживают сильную тенденцию к скучиванию, образуют отдельные группы. Большинство групп горячих звезд связано с группами туманностей. Из анализа вероятности случайного совпадения звезд и туманностей и, главное, из тенденции для туманностей ассоциироваться не с отдельными звездами, а с группами горячих звезд делается вывод, что связь здесь не случайная, а генетическая.