Эволюция планетарных туманностей и их ядер

Температуру ядер планетарных туманностей нельзя определить способами, применяемыми к обычным звездам, потому что линии их спектра часто либо ярки и широки, либо плохо видны, либо совсем не видны. По распределению энергии в непрерывном спектре температуру горячих ядер тоже нельзя определять, так как это распределение в видимой области спектра мало меняется с температурой.

Занстра указал на возможный способ определения температуры ядра. Идея его состоит в том, что яркость туманности в видимых линиях спектра отвечает энергии в далеком ультрафиолетовом спектре ядра, — там, где кванты достаточно мощны, чтобы ионизовать атомы оболочки туманности и отрывать от них электроны при столкновении. Так, по яркости туманности в видимых линиях водорода можно определить яркость далекого ультрафиолетового участка спектра ядра с длиной волны короче 912 Å (более длинноволновые кванты уже не могут ионизовать водород). Сравнение числа этих квантов с числом квантов в видимой области спектра ядра позволяет уже точно определить температуру его, если ядро излучает как абсолютно черное тело (для последнего распределение энергии во всем спектре в зависимости от температуры известно теоретически).

Недавно Г.С. Хромов использовал размеры зон ионизации разных атомов и из них получил значения энергии в трех точках ультрафиолетового спектра ядра. Исходя из этих значений энергии и применив формулу Планка, он получил температуру, характеризующую ультрафиолетовый участок спектра, около 150000°. В более длинноволновой области спектр ядра представится формулой Планка для более низкой температуры. В 1965 г. сотрудница лаборатории автора Р.И. Носкова нашла хорошее соответствие видимой части спектра десятка ядер формуле Планка при температурах от 15 до 65 тыс. градусов.

Вопрос о температуре ядер остается еще плохо разработанным. Надо ожидать большой ее дисперсии, потому что ядра со спектрами поглощения O9—O5, вероятно, имеют такие же температуры, как обычные звезды этого класса, т. е. не выше 35000°.

Автор этих строк еще много лет назад нашел, что температуры ядер со спектром Вольфа — Райе выше, чем ядер со спектром классов O9—O5. Самые высокие температуры находят у ядер с непрерывным спектром, не имеющим никаких линий — ни темных, ни ярких. Первое согласуется с тем, что мы имеем для обычных звезд О и Вольфа — Райе, а горячие звезды с непрерывным спектром, помимо ядер планетарных туманностей, неизвестны, если не говорить о двух-трех белых карликах.

Какова бы ни были окончательные данные о расстоянии отдельных конкретных планетарных туманностей, незыблемым остается вывод, сделанный еще 35 лет назад при первых оценках расстояния до этих объектов, о том, что светимости ядер в среднем гораздо ниже, чем светимости обычных горячих звезд с такими же спектрами и температурами, но не имеющих обширных туманных оболочек. Более того, учитывая бесспорно большую дисперсию светимости ядер, можно было сказать, что по крайней мере некоторые ядра сходны с белыми карликами типа спутника Сириуса.

Ядра еще более сходны с бывшими новыми звездами и по температуре, и по спектру, и по светимости. Их правильнее было бы даже назвать, как я предлагал, голубыми или ультрафиолетовыми карликами. Массы их не могут быть меньше массы Солнца, а светимости некоторых из них во много раз меньше, чем у Солнца, следовательно, при высокой температуре их объемы много меньше, чем у Солнца, а плотности громадны. Последние, вероятно, приближаются к плотностям белых карликов, хотя, может быть, и не достигают их.

Привести точные числовые данные их физических характеристик мы не можем ввиду ненадежности всех данных. В частности, неизвестны те поправки, которые надо придать к их видимой (визуальной или фотографической) светимости, чтобы получить их болометрическую светимость, выражающую их суммарное излучение во всех длинах волн. Причина этого в отклонении их излучения от законов излучения черного тела. По-видимому, болометрические светимости ядер имеют гораздо меньшую дисперсию светимостей, чем их фотографические светимости.

При большом напряжении силы тяжести на поверхности белых карликов в их спектрах, как известно, наблюдается смещение линий к красному концу, предсказываемое теорией относительности. Можно ожидать такого эффекта и у карликовых ядер туманностей. Для его обнаружения надо сравнивать длины волн спектра ядра с длиной волны концов тех же линий в спектрах оболочек (так как в середине линии расщеплены расширением). Такое сравнение практически трудно. В двух случаях результат оказался отрицательным, а у одной туманное^» красное смещение в ядре измерено, но полученные данные не заслуживают большого доверия. Значительное красное смещение не обязательно, так как линии спектра ядра могут возникать и на большой высоте в его атмосфере, где напряжение силы тяжести меньше и ядро может быть не очень малого радиуса.

Цветная фотография Большой туманности Ориона, полученная Миллером на 5-метровом телескопе Паломарской обсерватории (США).

Цветная фотография планетарной туманности в созвездии Лиры, полученная Миллером на том же телескопе.

Автор этих строк в двух случаях обнаружил изменения интенсивности линий спектра туманности, что можно объяснить только изменениями температуры ядра, вероятно, временного характера. Это указывает на возможность и быстрых эволюционных изменений ядер. Такие изменения, если они есть, существенно повлияют на картину эволюции и оболочки ядра, о которой скажем ниже. Колебания блеска или двойственность недавно обнаружены у некоторых ядер.

Выяснение причины расширения и возможных изменений его со временем представляет сложную задачу. Предполагалось, что давление света со стороны ядра и вызывает расширение (оно различно для разных ионов). Теперь эти расчеты вызывают сомнения.

Более существенной является, по-видимому, роль газового давления. Скорости расширения близки к тепловым и к скоростям расширения газа в пустоту. Г.А. Гурзадян ввел впервые в рассмотрение гипотезу о большой роли магнитного поля внутри туманности, которое влияет на распределение и движение газов. Его теория встретила критику, но нам представляется, что без допущения магнитного поля многие детали структуры планетарных туманностей объяснить нельзя.

Обычно принимается, что планетарная туманность неограниченно расширяется; при этом ее светимость и поверхностная яркость очень быстро уменьшаются. Через несколько десятков или сотен тысяч лет она перестает быть видима и ее оболочка рассеивается в окружающем межзвездном пространстве.

Остается ядро — голубой карлик, если к этому времени оно не успевает изменить свои характеристики. Однако мы уже отмечали выше, что торможение межзвездной средой и другие факторы могут замедлить скорость эволюции, но насколько, сказать трудно.

Существенно, как это впервые еще 45 лет назад показали расчеты автора, что расширение большого числа планетарных туманностей является непосредственно наблюдаемым фактом рассеяния в пространстве газов, ранее входивших в состав ядер, т. е. звезд.

Из каких звезд и почему возникают планетарные туманности, пока совершенно не ясно. Попытки видеть в стадии, предшествующей планетарным туманностям, некоторые типы холодных переменных звезд, вспышки новых звезд или же выбрасывающие газ звезды Вольфа — Райе пока не убедительны. В двух последних случаях скорости выброса оболочек или постоянного истечения газа слишком велики, чтобы создать медленно расширяющуюся планетарную туманность. Но несомненно (по подсчету автора), что за срок существования Галактики планетарные туманности наполнили ее количеством газа, составляющим заметную долю от всех газов, наблюдаемых в Галактике сейчас. До сих пор «спорят» две гипотезы: возникают ли звезды из сгущения диффузной материи или, наоборот, они происходят из сверхплотного вещества. Между тем то, что диффузная материя хотя бы частично порождается звездами, уже стало общепризнанным наблюдаемым фактом.