НОВОСТИ    БИБЛИОТЕКА    ССЫЛКИ    КАРТА САЙТА    О САЙТЕ







предыдущая главасодержаниеследующая глава

15. Связь между эмиссионными и отражательными туманностями

В какой степени можно говорить об эмиссионных и отражательных туманностях как о различных объектах? В эмиссионных туманностях мы наблюдаем свечение газа, возбуждаемое ультрафиолетовым излучением горячей звезды. В отражательных туманностях наблюдается рассеянный пылью свет более холодной звезды. Не являются ли туманности едиными по своей природе объектами, содержащими и газ и пыль? В таком случае от температуры освещающей звезды может зависеть, будет ли светиться газ в такой туманности. В пользу такого предположения говорит отсутствие отражательных туманностей, освещаемых звездами О или ВО. Ведь эти звезды наряду с мощным ультрафиолетовым излучением обладают и в видимой области светимостью, превосходящей светимость звезд В1 - В9. Если бы существовали чисто пылевые области, то случайно оказав шаяся вблизи звезда О могла бы превратить их в отражательные туманности. О том, что нельзя резко разделять пылевые и газовые образования, свидетельствуют также некоторые отражательные туманности, в спектре которых на фоне сравнительно сильного непрерывного спектра наблюдаются слабые эмиссионные линии. Эти туманности обычно освещаются звездами В1. Кроме указанного вопроса, нужно выяснить природу непрерывного спектра, который наблюдается у эмиссионных туманностей.

Рис. 13. Сравнение яркости туманности в линии На и в непрерывном спектре
Рис. 13. Сравнение яркости туманности в линии Нα и в непрерывном спектре

Имеет ли он чисто газовое происхождение (рекомбинации и двухквантовые переходы) или частично обусловлен рассеянием света звезды пылью?

Г. А. Шайн, В. Ф. Газе и С. Б. Пикельнер, пользуясь фильтрами, получили множество фотографий туманностей в линии На и в непрерывном спектре рядом с Нα. Сравнением со звездами были определены поверхностные яркости, представленные на рис. 13, где каждая туманность изображается точкой, абсцисса которой - яркость в Нα а ордината - яркость в непрерывном спектре 1, Почти все точки группируются около прямой, наклоненной на 45°, что означает пропорциональность яркостей в Нα и в непрерывном спектре. Это относится почти ко всем изученным диффузным туманностям и к трем измеренным планетарным. Если излучение в непрерывном спектре пропорционально излучению в линиях, то оно должно образовываться не при рассеянии света пылью, а за счет атомного механизма, такого же, как в планетарных туманностях. Действительно, расчет показал, что яркость пылевой туманности очень слабо зависит от плотности пыли и быстро убывает с расстоянием от звезды, тогда как яркость эмиссии пропорциональна квадрату плотности газа и не зависит от расстояния до звезды. Поэтому распределение яркости отраженного и эмиссионного света должно быть существенно различным. Таким образом, непрерывный спектр эмиссионных туманностей, яркость которого на один ангстрем, так же как и в планетарных туманностях, составляет около 0,01 Hδ, образуется, по-видимому, при двухквантовых переходах и рекомбинациях водорода и гелия. Следовательно, наличие непрерывного спектра еще не дает оснований называть эти туманности газопылевыми.

1 (Яркости выражены в звездных величинах с квадратной минуты, означающих, что площадка туманности, сторона которой равна 1', светит как звезда данной величины)

Непрерывный спектр, обусловленный двухквантовыми переходами, должен тянуться и в сторону ультрафиолетовых лучей, до Lα. В связи с этим представляют интерес наблюдения группы американских ученых, которые установили на ракетах, поднявшихся ночью на высоту до 150 км, приборы, регистрирующие излучение с длиной волны от 1225 Å до 1250 Å. Из-за вращения ракеты приборы обошли значительную часть неба. В этой части неба было обнаружено семь ярких источников ультрафиолетового излучения, размеры которых достигали 10° и более. Один из источников совпадал с областью вокруг туманности Ориона, где имеется сравнительно слабое свечение в линии Нα, другой - с областью Н II вокруг близкой к нам О-звезды η Киля. Около остальных источников газовых туманностей не наблюдалось. В указанной области спектра не должно быть никаких сильных линий туманности. Исходя из яркости в Нα и верхнего предела ее там, где свечение не наблюдается, И. С. Шкловский, Г. С. Иванов-Холодный и С. Б. Пикельнер оценили возможную яркость ультрафиолетового излучения. Она оказалась в 20 - 30 раз меньше наблюдаемой. Поскольку других процессов, дающих такой сильный непрерывный спектр, не известно, И. С. Шкловский предположил, что это излучение представляет собой сильно смещенную линию Lα. Происхождение ее он рисует следующим образом. Имеются основания полагать, что от некоторых звезд, особенно горячих, летят потоки частиц с большой скоростью. Такие потоки летят и от Солнца, но не в таком количестве. Эти потоки вызывают на Земле магнитные бури и полярные сияния. Пролетая через туманность, атомы потока возбуждаются и излучают линии, в том числе Lα, которая может быть достаточно сильной. Излучение этих атомов смещено в спектре из-за эффекта Допплера, поэтому кванты свободно выходят из туманности. Если это предположение правильно, то должны быть кванты и по другую сторону Lα, излученные атомами, летящими к нам.

Атомная природа непрерывного спектра не означает, что в туманностях нет пыли. Нужно вспомнить, что светимость эмиссионных туманностей обусловлена ультрафиолетовым излучением звезды и превосходит светимость звезды в видимой области спектра. В то же время светимость отражательных туманностей на несколько величин меньше светимости звезды. Если даже учесть, что непрерывный спектр составляет только часть общей эмиссии и что размеры эмиссионных туманностей в среднем больше, чем отражательных, так что полное излучение распределяется на большую площадь, то и тогда яркость непрерывного спектра эмиссионных туманностей должна быть на несколько величин больше, чем яркость отражательных. Это можно подтвердить и непосредственными наблюдениями. Средняя яркость отражательных туманностей по данным тех же авторов около 12m,5 с квадратной минуты, а яркость непрерывного спектра эмиссионных туманностей, как видно из рис. 13, обычно на несколько величин больше. Следовательно, если бы в туманности и была пыль, то рассеянный ею свет был бы все равно незаметен на ярком фоне непрерывного спектра газа.

Однако в слабых эмиссионных туманностях доля света, вносимого пылью, могла бы уже стать заметной. В связи с этим обратимся опять к рис. 13. В области больших яркостей точки довольно хорошо ложатся на прямую, но в правом конце графика наблюдаются заметные отклонения. Если даже не говорить о трех квадратиках, относящихся к туманностям со смешанным спектром (слабые линии на фоне непрерывного спектра), то и тогда хорошо заметно систематическое отклонение точек вправо. Следовательно, непрерывный спектр в этих туманностях относительно усилен, причем яркость избыточного свечения примерно равна яркости обычных отражательных туманностей. Это говорит о наличии пыли в тех туманностях, где она может быть обнаружена. Что касается самой яркой туманности - туманности Ориона, то о наличии в ней пыли можно судить по покраснению освещающих ее звезд, которые образуют кратную систему, называемую Трапецией. Покраснение этих звезд значительно больше, чем окружающих, оно соответствует поглощению около 2m. Если считать, что Трапеция находится в центре туманности (0,2 парсека от переднего края), то среднее поглощение в туманности будет около 10 величин на парсек. Это очень большое поглощение, соответствующее большой плотности пыли. Такая же величина поглощения в этой туманности была найдена Г. А. Шайном и С. Б. Пикельнером другим методом, основанным на изучении неоднородности поверхностной яркости туманности. Таким образом пыль, по-видимому, имеется и в слабых и в ярких туманностях. В то же время в некоторых ярких туманностях пыли содержится немного, так как покраснение звезд, находящихся внутри их, незначительно отличается от покраснения окружающих звезд.

Иногда какая-то часть туманности - эмиссионная, а другая - отражательная. Все это говорит о том, что пыль в эмиссионных туманностях имеется, причем относительное содержание и распределение газа и пыли весьма разнообразны.

Другой стороной вопроса о сходстве эмиссионных и отражательных туманностей является наличие газа в последних. Отсутствие эмиссии в туманностях, освещаемых звездами В1 - В9, еще не означает отсутствия газа, так как сравнительно холодная звезда может быть не в состоянии ионизовать весь водород туманности. Если, например, концентрация водорода меньше 50 атомов на 1 см3, то звезда В5 сможет ионизовать область, мера эмиссии которой будет меньше 1000, так что свечение водорода не может быть замечено обычно употребляемыми приборами. В то же время концентрация n = 50 см-3 очень высокая, большинство эмиссионных туманностей содержит 20 - 30 атомов на 1 см3.

Следовательно, отсутствие эмиссии у отражательных туманностей со звездами В5 и более поздними не говорит против наличия в них газа. В случае звезды В2 - ВЗ эмиссия может быть обнаружена уже при плотности 30см-3. Если же использовать не фильтр, пропускающий Нα, а спектрограф, то эмиссия вокруг этих звезд может быть обнаружена при n = 10-15 см-3.

Такие концентрации обычны, и поэтому отсутствие эмиссии, например в Плеядах, где линии не были обнаружены даже при помощи спектрографа, говорит о том, что большинство отражательных туманностей все-таки содержит меньше газа, чем эмиссионные туманности. Возможно, что различие связано с условиями образования туманностей. Весьма примечательным является отмеченный уже факт, что нет ни одной чисто отражательной туманности, освещаемой звездами О или ВО. Причина его до сих пор неясна. С одной стороны, это может объясняться тем, что звезды О и ВО немногочисленны и потому в среднем дальше, чем большинство наблюдаемых отражательных туманностей. На большом расстоянии отражательная туманность будет казаться слабой, отчасти из-за того, что ее яркость падает с удалением от звезды, а отчасти из-за межзвездного поглощения.

Однако только этот эффект, по-видимому, является недостаточным. Возможно, что отсутствие чисто отражательных туманностей около О-звезд означает, что в каждой пылевой туманности имеется некоторое количество газа, который светится, если поблизости имеется горячая звезда. Здесь еще необходимы дополнительные исследования.

Нужно отметить, что в туманностях со смешанным спектром, обозначенных на рис. 13 квадратиками (звезды В2, ВЗ и В5), концентрация газа должна быть около 60 см-3. Таким образом, газ, очевидно, как правило, имеется в отражательных туманностях, но концентрация его весьма различна - от 10 до 60 и более атомов на 1 см3. Подводя итог, можно сказать, что различие между эмиссионными и отражательными туманностями не столь велико, как кажется на первый взгляд, но средний состав их все-таки нельзя считать идентичным.

предыдущая главасодержаниеследующая глава










© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить активную ссылку на страницу источник:
http://12apr.su/ 'Библиотека по астрономии и космонавтике'

Рейтинг@Mail.ru Rambler s Top100