Материалы по истории астрономии

Свечение и природа газовых туманностей

Спектр излучения газовых туманностей и то, что их яркость больше, чем яркость соседних звезд, которые можно было бы заподозрить как причину их свечения, отвергает возможность их свечения отраженным светом. Однако доказываемая спектром разреженность газа не допускает, чтобы он был раскаленным и вполне самосветящимся. Американцы Хаббл, Боуэн и Мензел, голландец Занстра и советский ученый В.А. Амбарцумян установили основные черты свечения и природы газовых туманностей.

Газовые туманности светятся до некоторой степени подобно тому, как светятся кометы или как газ в газосветной трубке. Их свечение вынужденное.

Вынуждают их к этому звезды: в планетарных туманностях — находящаяся в их центре, а в диффузных — находящаяся где-либо в них, либо даже по соседству. Но такая звезда должна быть непременно очень горячей. Так оно и есть, — звезды, возбуждающие свечение газовых туманностей, имеют спектральный класс O или BO, — никак не более поздний, т. е. их температура 25—30 тысяч градусов. При таких высоких температурах в спектре этих звезд максимум энергии лежит в невидимой глазу ультрафиолетовой области. Туманность поглощает невидимые глазом мощные потоки ультрафиолетовых лучей, и затем ее атомы излучают поглощенную энергию в области видимых глазом лучей, например излучают зеленые линии. Минимальная порция света или квант видимых лучей содержит меньше энергии, чем квант ультрафиолетовых лучей. Поэтому в силу закона сохранения энергии, чтобы излучить то же количество энергии, какое было поглощено, туманность должна излучить большее число квантов, чем ею получено. Впечатление яркости, воспринимаемое глазом, зависит от числа квантов, падающих на него в секунду. Вот почему газовые туманности в видимых лучах светятся ярче, чем звезды, вызывающие это свечение. Энергия же излученных туманностью видимых лучей равна энергии поглощенных ею ультрафиолетовых.

Под действием высокой температуры звезды газы туманности ионизуются очень сильно, например, там наблюдается четырежды ионизованный кислород. Водород светится, когда его ионы захватывают пролетающие мимо свободные электроны. Запрещенные же линии кислорода излучаются после того, как атомы или ионы кислорода возбудятся за счет энергии столкновения с медленно летящими свободными электронами. Чтобы испустить зеленую линию «небулия», ион кислорода должен быть в возбужденном состоянии сколько ему полагается, а именно не менее нескольких минут. За этот период, следовательно, его не должны потревожить толчком ни кванты света, ни другие атомы, ни электроны. Чтобы столкновения были так редки, число частиц в единице объема (т. е. плотность газа) должно быть очень малым. Вычисления показывают, что плотность газовых туманностей составляет 10-19—10-22 г/см³. При этой плотности от одного столкновения атома до другого проходят часы. Вследствие удаленности от звезды кванты ее света тоже летят далеко друг от друга и редко сталкиваются с ионами. Таким образом, у атомов есть все условия, нужные для излучения ими запрещенных линий, т. е. запрещенных в земных условиях, при большой плотности газов. В земных условиях атомы толкаются гораздо чаще, чем люди на толкучке, а в туманности по сравнению с этим они сталкиваются реже, чем бродячие музыканты встречались друг с другом. В воздухе молекулы от столкновения до столкновения проходят путь длиной в миллионные доли сантиметра, а в туманности длина, как говорят, такого «свободного пробега» измеряется миллионами километров.

Как мы говорили, масса колоссального объема газа, образующего планетарную туманность благодаря ее разреженности, составляет всего лишь одну сотую массы Солнца. Массы больших диффузных туманностей могут быть в сотни раз больше этого. О.Д. Докучаева, пользуясь теорией В.А. Амбарцумяна, оценила, например, массу туманности Ориона в 500 масс Солнца.

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 двухбайтового перехода мала, но не слишком. В атоме водорода время жизни на одном из подуровней второго состояния составляет 0,12 с. 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.

Предыдущая страница К оглавлению Следующая страница
«Кабинетъ» — История астрономии. Все права на тексты книг принадлежат их авторам!
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку