Планетарные туманности

Более внимательное изучение фотографий, на которых планетарные туманности видны лучше, показывает, что одни из них выглядят как равномерно светящиеся или как пятнистые диски, другие имеют вид колечка или колечка на фоне диска. Реже встречаются более сложные и даже загадочные формы, но, как правило, планетарная туманность симметрична и резко очерчена. Угловой диаметр самых гигантских планетарных туманностей составляет половину углового диаметра Луны, т. е. ¼ градуса. Некоторые из них, более примечательные, получили забавные названия по сходству с чем-либо: Сова, Эскимо, Сатурн. Многие планетарные туманности так малы, что даже в наибольший телескоп неотличимы от звезды. Как же их тогда обнаруживают? Решает дело спектр.

Спектры подавляющего большинства звезд непрерывные, с темными линиями. Во всяком случае, они содержат обычные линии известных химических элементов. Спектры же газовых туманностей — это спектры разреженных газов; они содержат так называемые запрещенные линии, не наблюдаемые в земных лабораториях, и возникают лишь в крайне разреженных газах при условии, что газ облучают очень разреженные потоки света. Об этом мы уже говорили в разделе «История двух незнакомцев».

Среди запрещенных линий, наблюдаемых только в газовых туманностях, первыми были замечены самые яркие — две зеленые линии, которые были приписаны неизвестному газу, имеющемуся только в туманностях. От латинского слова «небула» (туманность) этот газ получил название небулий, а его линии называют небулярными. В планетарных туманностях зеленые линии небулия ярче, чем сине-зеленая линия бальмеровской серии водорода H_ß. Это их и выдает.

До второй мировой войны было открыто всего лишь около полутораста планетарных туманностей. Сейчас их известно уже более 1000.

В 1887 г. Дрейер в Англии составил каталог, содержащий почти 8 тысяч звездных скоплений и разных туманностей. Туманности часто обозначаются номерами по этому каталогу, например NGC 6720, где NGC есть сокращенное обозначение «Нового генерального каталога» Дрейера. Дополнение к нему, опубликованное в 1894 и 1908 гг., обозначается IC.

В каталоге Дрейера в основном содержатся галактики, которые тогда не умели еще распознавать.

Рис. 174. Планетарная туманность в созвездии Лисички. (Фотография автора.)

Находить в нем немногочисленные планетарные туманности, где к тому же о них нет необходимых и известных сейчас сведений, крайне неудобно. Кроме того, в нем нет множества туманностей, открытых позднее. Поэтому автор этой книги, начиная с 1931 г., составлял уже три раза специальные каталоги планетарных туманностей, дающие о них все важнейшие сведения — положение на небе, размер, яркость, физические свойства и т. д. Из этих трех каталогов последний содержал около 600 туманностей. Теперь их число превысило 1000. Некоторые планетарные туманности имеют еще другие обозначения, на которых мы останавливаться не будем.

Как их открывают? Фотографировать спектр каждой слабой звезды обычным спектрографом, чтобы узнать, не планетарная ли это туманность — безнадежно долгое занятие. Ведь известные ранее планетарные туманности имеют суммарный блеск звезд от 7-й до 13—14-й звездной величины. Звезд же 15-й звездной величины уже около 15 миллионов, а более слабых еще больше.

Для обнаружения планетарных туманностей часто применяют объективную призму. Это призма с углом преломления 3—7°, которую ставят теперь перед светосильным телескопом с отверстием 25—60 см. Он охватывает площадь неба порядка 3×5° и фотографирует в виде ниточек спектры всех звезд, которые при данной экспозиции оставляют в определенной области неба свой след. Получаются сразу ниточные спектры сотен звезд, среди которых спектры планетарных туманностей сразу выделяются тем, что они выглядят как цепочка бусинок. Бусинки — это монохроматические изображения планетарной туманности в лучах небулярных, водородных и других линий (см. рис. 171). От очень слабых планетарных туманностей получается только одно изображение самой яркой линии, которой бывает либо главная зеленая линия небулия, либо красная водородная линия H_α. Немало таких туманностей было открыто в Абастуманской обсерватории в Грузии.

Большие туманности с низкой поверхностной яркостью открывают по снимкам, полученным со светосильными телескопами, применяя иногда красный светофильтр, который ослабляет мешающий выявлению туманностей фон ночного неба.

Из-за малости масштаба снимков, на которых делаются эти открытия, для большинства из найденных планетарных туманностей известно, и то с недостаточной точностью, их положение на небе, да в лучшем случае их суммарный блеск. О диаметре же их, структуре, линиях спектра ничего не известно, и наши сведения опираются пока на наблюдение полусотни наиболее ярких или крупных объектов.

В центре достаточно крупных планетарных туманностей обычно видна слабая звездочка. Как правило, она слабее, чем суммарный блеск ее туманной оболочки. На основе известной сейчас причины свечения туманностей можно утверждать, что в каждой из них есть такая звездочка — ядро. Оно невидимо лишь из-за слабости блеска. Изучать ядра еще труднее, чем сами туманности, так как они редко бывают ярче 10^m, часто 16^m —18^m или вообще невидимы.

Спектры ядер бывают трех видов: класса О с темными линиями, типа Вольфа — Райе с яркими полосами и непрерывные, без всяких линий. Последнее может быть обусловлено как крайне высокой температурой, так и очень сильным эффектом Штарка (расширения спектральных линий в межатомных электрических полях), если атмосферы ядер очень тонки и сильно уплотнены. Таким образом, ядра являются, судя по типу их спектра, такими же горячими, как и самые горячие из обычных звезд. Ядра изучены пока еще мало. По наполовину гипотетическому расчету автора этих строк, основанному на статистике распределения планетарных туманностей в пространстве, масса ядер составляет в среднем около двух масс Солнца. Это много меньше, чем масса обычных звезд класса О и даже Вольфа — Райе.

Замечательное явление обнаружено в гигантской туманности NGC 7293, сфотографированной 5-метровым телескопом в красных лучах водорода. Вероятно, она наиболее близка к нам. Расстояние до нее едва ли больше 100 парсек, т. е. 300 световых лет. Поэтому только в ней пока и обнаружены сотни тончайших волокон, направленных строго радиально к ядру. Эти волокна, по-видимому, и составляют внутреннюю, более яркую половину ее кольца, но они наблюдаются и внутри него на темном фоне внутренности кольца, далеко не доходя до ядра. Толщина совершенно прямых волокон около 1″,5 — на пределе разрешения телескопа, а длина порядка 1000 астрономических единиц. Эти тончайшие волокна, однако, грандиозны, если учесть расстояние до туманности. Их толщина вдвое больше, чем диаметр орбиты планеты Плутон, а длина составляет около светового месяца. Природа и происхождение волокон еще совершенно не известны. Несомненно, что они имеют самое прямое отношение к формированию оболочки и как-то связаны с ее ядром.

В общем планетарные туманности имеют простые очертания и четкий край. Однако это не всегда так. Например, туманность NGC 2440 затейливо хаотична. На ее периферии много растрепанных волокон. Увеличение экспозиции превращает ее в значительно большую по размерам и более правильную туманность, по очертаниям сходную с бабочкой. Наконец, передержанное изображение рисует ее как почти правильный эллипс с совершенно резким и ярким краем.

Туманность в Лире NGC 6720 сотни лет была известна как кольцевая с резким краем (см. цветную вклейку). Снимки 1964 г. показывают у нее вторую, внешнюю, очень слабую оболочку и третью оболочку с неровным краем, еще более слабую. В результате диаметр туманности «стал» в 2,5 раза больше.

У некоторых планетарных туманностей еще раньше были обнаружены очень слабые придатки, иногда в виде тонких и слабых прямых или эллиптических, иногда в виде спиральных волокон, как у NGC 650-1. При малой экспозиции она выглядит как неправильный четырехугольник, а при большой экспозиции волокна на ее краях похожи на «рукоятки», как бы приделанные к ней. Ионизация в придатках и волокнах меньше, чем в основной массе туманности. Они излучают преимущественно в лучах водорода и ионизованного кислорода.

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.