Очерки о Вселенной

Особо следует обратить внимание на ярко выраженную волокнистую структуру ряда дискообразных туманностей. Волокна коротки, имеют вид червячков и соответствуют местным уплотнениям газа. В промежутках между ними излучение слабо, что создает эффект так называемой скважистости. В промежутках между волокнами излучение ядра может уходить в пространство не использованным для свечения туманности. Это затрудняет определение истинной средней плотности и массы туманностей при применении некоторых методов. Когда в какой-либо части туманности плотность вдвое больше, то излучение в запрещенных линиях там больше вдвое, а в линиях водорода больше вчетверо. Считают, что оболочка туманности заполнена газом на 30-70 %, но в разных туманностях эта величина должна быть различна.

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.