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 Н_α 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 Н_α. Сравнением со звездами были определены поверхностные яркости, представленные на рис. 13, где каждая туманность изображается точкой, абсцисса которой - яркость в Н_α а ордината - яркость в непрерывном спектре ¹, Почти все точки группируются около прямой, наклоненной на 45°, что означает пропорциональность яркостей в Н_α 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 H_δ, 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 L_α. 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 Н_α, 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 Н_α 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 L_α. 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 L_α, 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 L_α, 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 12^m,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 2^m. 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 Н_α, 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.