Очерки о Вселенной

Очень часто диффузные газовые туманности перемешаны с пылевыми туманностями, светящимися отраженным светом, и даже с темными пылевыми туманностями. Не происходит ли кое-где сгущение газа в метеоритную пыль? На эту мысль наводят нас и другие соображения.

Некоторые планетарные туманности наряду с яркими линиями излучают и слабый непрерывный спектр. Казалось неправдоподобным, чтобы при большой прозрачности этих туманностей в них присутствовала в заметном количестве пыль, отражающая свет ядра. Эта загадка была решена в 1950 г. эстонским физиком А. Я. Киппером.

Еще раньше знали, что некоторые атомы могут совершить запрещенный переход, излучив не один, а два кванта сразу, причем сумма энергий этих двух квантов равна разности энергий двух соответствующих уровней в атоме. Вероятность такого двухквантового перехода мала, но не слишком. В атоме водорода время жизни на одном из подуровней второго состояния составляет 0,12 сек. Переход с него в основное состояние дает двухквантовое излучение, но в разных случаях сумма энергий распределяется между двумя квантами неодинаково. Так, при наличии множества атомов излучаются подобным образом всевозможные кванты разных частот. В результате излучается непрерывный спектр. Его могут давать в меньшей мере и атомы гелия: нейтрального и ионизованного. Яркость свечения непрерывного спектра водорода пропорциональна населенности второго уровня, а последняя пропорциональна числу рекомбинаций протонов, следовательно, яркости водородных линий. Эта теория и количественно согласуется с наблюдениями, особенно, если учесть еще некоторые тонкости процесса и то, что при рекомбинациях водородных атомов излучается некоторый слабый непрерывный спектр (его излучают также электроны, тормозящиеся при пролете вблизи атомов, не способных, однако их захватить). Так загадка непрерывного спектра в газовых туманностях тоже была разрешена теорией.

Диффузные газовые туманности

Газовые диффузные туманности, обычно весьма клочковатые, сильно концентрируются к галактическому экватору. Они бывают самых разнообразных размеров и неопределенных очертаний. Из них наиболее известны туманности Ориона (рис. 169 и на вклейке), Лагуна, Омега, Трехраздельная, Пеликан, Северная Америка. Но существуют и такие более ясно очерченные объекты с усилением яркости к периферии (периферические туманности), как Розетка. В ее середине находится рассеянное звездное скопление, состоящее из горячих звезд классов О и В. Существуют еще немногочисленные волокнистые туманности. Самая известная из них NGC 6960 и 6992, или Рыбачья сеть в созвездии Лебедя является, однако, как полагают, остатком сверхновой звезды (рис. 170).

^{Рис. 169. Диффузные туманности в созвездии Ориона. (Фотография Д. Я. Мартынова.)}

Фотографии, сделанные через красный светофильтр, подавляют свечение ночного неба и позволяют выявить в лучах красной водородной линии очень слабые туманности. Много их открыл на Крымской обсерватории Г. А. Шайн со своими сотрудниками. Он, а также В. Г. Фесенков и Д. А. Рожковский издали прекрасные атласы фотографий этих объектов, показывающие их тонкие детали, в которых можно видеть явные признаки турбулентных движений.

^{Рис. 170. Волокнистые туманности в созвездии Лебедя. (Фотография Д. Я. Мартынова.)}

В туманности Ориона такие движения проявляются и в различии лучевых скоростей от места к месту.

Насчитывают около 300 диффузных газовых туманностей, но их число и размеры в каталогах весьма произвольны в силу того, что часто встречаются комплексы туманностей и каждый такой комплекс можно считать одной туманностью; с другой стороны, можно считать самостоятельной туманностью каждую деталь сильно клочковатой, затейливой туманности.

Под туманностью Ориона, самой яркой, понимают обычно сияние, около одного градуса в поперечнике, окутывающее четыре звезды класса О, называемые «трапецией Ориона». Но слабые туманные области простираются и много дальше и окутывают почти все громадное созвездие Ориона.

Обширные области свечения с неопределенными границами часто встречаются в полосе Млечного Пути и называются водородными полями или областями НИ, так как в них светится в основном ионизованный водород в процессе рекомбинации, как и в планетарных туманностях.

Хаббл давно доказал, что источником свечения газовых туманностей является облучение их ультрафиолетовым светом горячих звезд классов О и В0 — В1, но не более холодных. Так как температура этих звезд ниже, чем температура большинства ядер планетарных туманностей, то в них ионизация и возбуждение ниже: яркие ультрафиолетовые линии λλ 3727–3729 кислорода сильны, а зеленые линии кислорода слабы.