2 месяца назад
Нету коментариев

Попробуем представить себе ту цепочку рассужде­ний, которая, вполне вероятно, возникла в сознании молодого голландского астрофизика X. Занстра в 1924 г. во время его научной поездки в США. Не рис­куя рассуждать от лица почтенного ученого, проделаем это от собственного имени.

Итак, для того, чтобы была эмиссионная туман­ность, нужна горячая звезда, окруженная облаком га­за. Без газа, естественно, не обойтись — нечему будет светиться; откуда взялся газ — это пака не важно. Но вот почему нужна именно горячая звезда? Или она излучает особенно много энергии? Не обязательно: увеличьте должным образом радиус и следовательно, поверхность более холодной звезды и тогда по энерго­выделению — светимости она сравнится с горячей звез­дой. В чем же принципиальная разница между горячей и холодной звездами? В спектральном распределении излучаемой электромагнитной энергии!

Вспомним, что, чем горячее тело, тем дальше в ко­ротковолновую область спектра сдвинут максимум ин­тенсивности излучения. В обе стороны от максимума интенсивность быстро падает, хотя теоретически никог­да не достигает нуля. Это падение происходит особенно резко в коротковолновую сторону. Поэтому в излуче­нии звезды практически не содержится квантов с дли­ной волны, скажем, вдесятеро меньшей, чем у квантов из области максимума спектральной интенсивности. Значит, требование иметь именно горячую звезду, для того чтобы «зажечь» туманность, означает, что нужны коротковолновые кванты.

Общеизвестно, что, чем меньше длина волны элек­тромагнитного излучения, тем пропорционально больше частота и энергия его квантов. Какой же именно энер­гии кванты нам нужны? Это зависит от того, из какого вещества состоит туманность. Уже известно, что звез­ды состоят из водорода с небольшой примесью гелия и уже совсем ничтожной — тяжелых элементов. Нет оснований считать, что туманности являются в этом смысле исключением. Правда, в них есть еще какая-то при­месь, названная «небулием». Впрочем, мы о ней все еще ничего определенного не знаем и потому будем считать, что ее нет вовсе или, вернее, что для нашей задачи она несущественна.

Итак, туманность состоит в основном из водорода. Превосходно, это очень удобный элемент. К тому же теория водородного атома 10 лет назад (для 1924 г.) подробнейшим образом рассмотрена Нильсом Бором. Согласно этой теории атом водорода состоит из поло­жительно заряженного тяжелого ядра, вокруг которо­го вращается легкий, отрицательно заряженный элек­трон. Как же будут взаимодействовать водородные ато­мы туманности с излучением соседней горячей звезды?

Что же, в том нет ничего особенно сложного. Если на пути летящего от звезды кванта окажется атом во­дорода, то квант может поглотиться атомом. Именно «может», так как атом избирательно поглощает толь­ко те кванты, энергии которых соответствуют энергиям переходов между возможными орбитами электрона. Так, если с атомом встретится квант с длиной волны 1216 А, то он поглотится, а электрон при этом перей­дет с первой, самой близкой к ядру орбиты на вторую, более «высокую». В подобном возбужденном состоящий атом пробудет очень недолго — немногим больше од­ной миллиардной секунды. После этого электрон сам собою упадет на первую орбиту, а освободившаяся энергия вновь излучится в виде кванта той же дли­ны волны — 1216 А. Если в атом попадет более энер­гичный квант, скажем, с длиной волны 931 А, то элек­трон перескочит уже на шестую по счету, гораздо бо­лее высокую орбиту; затем он снова быстро вернется в исходное состояние, попутно переизлучив ранее по­глощенный квант.

Ну а если длина волны налетевшего на атом кванта будет менее 912 А, т. е. его энергия превысит 13,6 эВ? Тогда прирост энергии электрона будет столь велик, что он окажется просто вырванным из атома и улетит прочь. Атом, который до того был электрически нейтра­лен, так как заряд электрона уравновешивал заряд ядра, превратится в положительно заряженный ион водорода, уже неспособный поглощать излучение из-за отсутствия у него электронов. Ионизоваться может любой атом или даже ион, если в его электронных обо­лочках остался хоть один электрон. Разумеется, энер­гии, необходимые для ионизации, различны.

Если поблизости пролетит свободный электрон, то он будет захвачен ионом, который вновь превратится в атом; произойдет то, что называется рекомбинацией. Захват электрона сопроводится излучением одного или нескольких квантов, суммарная энергия которых будет равна кинетической энергии рекомбинировавшегося электрона плюс 13,6 эВ (энергия ионизации).

Попытаемся наглядно представить себе этот процесс с помощью механической модели, простой, хотя и не строгой. Вообразите, что вы стоите у подножия камен­ной лестницы, высота ступеней которой прогрессивно уменьшается при подъеме. Лестница заканчивается площадкой, находящейся выше вашего роста. У вас в руках стальной шарик. Сейчас вы символизируете со­бой невозбужденный атом в основном состоянии, т. е. с электроном на нижнем энергетическом уровне (под­ножие лестницы).

Вернемся к тому, о чем уже говорилось, и допустим, что атом поглотил «вант с длиной волны 1216 А. Если так, то вы должны бросить шарик на первую, самую нижнюю ступеньку. Стальной шарик отскочит от камня и вновь вернется к вам. Аналогом поглощения кванта с длиной волны 931А будет бросок шарика на пятую ступеньку. Заметьте, что, отскочив от нее, шарик мо­жет либо сразу оказаться у подножия лестницы, либо последовательно скатываться со ступеньки на ступень­ку. Возможны, конечно, и промежуточные варианты. Каждый прыжок вниз означает испускание кванта со­вершенно определенной длины волны.

Чтобы воспроизвести поглощение кванта с энергией больше 13,6 эВ ,и последующую ионизацию, вы обяза­ны забросить шарик на верхнюю площадку лестницы. Дальнейшая судьба шарика может быть различна. Он может остаться на верхней площадке, а может опять скатиться вниз по лестнице, прыгая со ступеньки на ступеньку, но, вероятно, через несколько ступенек сра­зу. Многократно повторяя подобный опыт, вы сможе­те убедиться в одном важном свойстве, присущем на­шей модели: большие количества энергии, затрачивае­мые вами на забрасывание шарика вверх по лестнице, имеют тенденцию дробиться при его возвратном движении вниз по ступенькам лестницы. Это видно особен­но ясно, если вы ограничиваетесь бросками только на верхнюю площадку, аналогичными ионизации атома. Возвращаясь к физической картине явления, можно заключить, что при ионизациях под действием жестокого ультрафиолетового излучения и последующих ре­комбинациях изолированный водородный атом система­тически дробит кванты высокой энергии на кванты меньших энергий.

Представим теперь, что мы имеем дело не с отдель­ным атомом, а с их совокупностью — облаком, находя­щимся в поле ионизующего излучения. Эта ситуация отличается от рассмотренной выше тем, что кванты из­лучения, возбуждающие электрон в нашем атоме, нач­нут приходить не только от звезды, но и от других ато­мов. В некоторых случаях, соответствующих рекомби­нации электрона сразу на первый уровень какого-либо из ионов, возможны вторичные ионизации соседних ато­мов под действием выделившегося кванта с длиной волны короче 912 А. Процесс дробления квантов будет продолжаться, причем захватит и все вторичные, испу­щенные при рекомбинациях и вновь поглощенные кван­ты. Не будут, вернее, не смогут дробиться только кван­ты с длиной волны 1216 А, возникающие при перехо­дах между вторым и первым уровнями, кванты линии Лайман-альфа, первой из линий так называемой спект­ральной серии Лаймана.

В непрерывном спектре звезды всегда будет опреде­ленное число квантов, соответствующих частотам водо­родных линий. Однако если звезда достаточно горяча (горячее, скажем, 10—20 тыс. градусов), то будет не­сравненно больше квантов с длиной волны короче 912 А, способных ионизовать атомы водорода. Мы уже знаем достаточно, чтобы понять — если процесс взаи­модействия ионизующего излучения и водородной ту­манности продлится достаточно долго, то из каждого ионизующего кванта в конце концов получится один «неделимый» квант линии Лайман-альфа и квант, со­ответствующий переходу с одного из верхних уровней на второй. Значит, подсчитав число квантов либо того, либо другого сорта, мы узнаем полное число ионизую­щих квантов, а следовательно, сможем определить тем­пературу звезды, считая ее абсолютно черным телом.

Газовая туманность с высокой точностью «считает» каждый ионизующий квант, попадающий в нее из звез­ды. Удивительное явление, если вдуматься!

На практике подсчет квантов осуществляется путем измерения интенсивности объекта в той или иной спект­ральной линии. Ультрафиолетовая линия 1216 А с Земли не наблюдается из-за поглощения в атмосфере. Зато излучение при переходах сверху на второй уро­вень — линии серииБальмера — наблюдается велико­лепно. Измерив их общую интенсивность в спектре ту­манности и сравнив ее с интенсивностью тех же участ­ков непрерывного спектра ядра, мы определим отно­шение числа ионизующих квантов к числу квантов оп­тической части излучения звезды. Таким путем можно сразу же рассчитать ее температуру.

Эти рассуждения легли в основу классического ме­тода определения температуры горячих звезд в эмис­сионных туманностях, предложенного X. Занстра и на­званного его именем. До того о температурах этих, звезд можно было судить только по их голубому цве­ту и порою по характеру линий поглощения в их спектрах.

Применительно к планетарным туманностям методы Занстра показали, что ядра этих объектов относятся к числу самых горячих звезд в Галактике. Полученные температуры порядка 40—60 тыс.! градусов и выше окончательно объяснили кажущееся противоречие меж­ду сравнительной яркостью туманностей и слабостью их центральных звезд. На деле эти звезды отнюдь не слабы: их светимости в тысячи раз больше, чем у на­шего «Солнца. Однако они настолько горячи, что основ­ная доля энергии излучения лежит в невидимой дале­кой ультрафиолетовой области спектра.

Как это бывает накануне всякого значительного на­учного открытия, идеи, легшие в основу метода Занст­ра, по-видимому, носились в воздухе. Во всяком случае почти одновременно, но все же позднее и далеко не так четко, они были изложены американским астрофизи­ком Д. Мензелом. Создав свой метод, Занстра не по­шел дальше, хотя у него в руках было все для разра­ботки количественной теории водородного спектра ту­манностей, т. е. теоретического расчета относительных интенсивностей спектральных линий этого элемента. В самом деле, то, какой именно путь выбирает элек­трон, скатываясь по лестнице в нашем примере, определяется атомными константами — вероятностями пе­рехода с данного уровня на все другие. Правда, если мы имеем не одиночный атом, а газовую среду, необ­ходимо учитывать еще вторичные возбуждения атомов при поглощении квантов, излученных соседними атома­ми. Следовательно, приходится рассматривать не про­сто газ в поле внешнего излучения, а учитывать так­же собственное излучение среды.

В итоге приходится детально подсчитывать, сколь­ко электронов приходит и уходит с каждого энергети­ческого уровня атома туманности в единицу времени. Это делается с помощью так называемых уравнений стационарности, составляемых отдельно для каждого уровня, а потом -решаемых совместно в виде системы.

Несмотря на физическую очевидность задачи, до­статочно точное ее решение удалось получить сравни­тельно недавно после появления ЭВМ. Если ранние расчеты 30-х годов учитывали лишь несколько нижних энергетических, уровней, то теперь мы располагаем рас­четами, практически точными для любых современных астрофизических применений для атома с 40—60 уров­нями. Природа устроила так, что относительные интен­сивности водородных линий в обычных туманностях очень слабо зависят от физических условий в них. По­этому надежно известные теоретические относительные интенсивности этих линий удается использовать в каче­стве своего рода эталона для исправления данных на­блюдений и проверки других теорий.

Благодаря методу Занстра астрономы поняли не только физический смысл открытий Хаббла, но и частич­но решили загадку источников энергии в планетарных туманностях — поняли, почему и как образуются яркие линии водорода в их спектрах. Зная это, уже не труд­но было разобраться в природе свечения другого рас­пространенного элемента — гелия, сильные линии ко­торого тоже были видны в спектрах туманностей. Атом гелия несколько сложнее водородного, он имеет два электрона и потому может находиться в двух состоя­ниях ионизации — без одного или без обоих электро­нов. Но в принципе его эмиссионный спектр образуется вполне подобно тому, как это происходит у водорода.

Однако другая загадка спектра туманностей остава­лась неразрешенной. Ярчайшие зеленые линии вместе со многими другими обнаруженными позднее менее яркими линиями неизвестного происхождения все еще требовали своего объяснения. Ждать его оставалось недолго, так как быстро развивавшаяся квантовая ме­ханика уже подготовила почву для решения и этой проблемы, полвека стоявшей перед астрономами. Ре­шение пришло в 1927 г. в виде гипотезы, предложен­ной американским физиком и астрономом А. Боуэном. Он утверждал, что яркие зеленые линии в спектрах ту­манностей можно приписать дважды ионизованному кислороду. Аналогичным образом прочие более слабые линии отождествились с ионами кислорода, азота, нео­на и других элементов из первых строк таблицы Мен­делеева. Впрочем, здесь подразумевалась одна тон­кость: все это были «запрещенные» линии.

Смысл этого интригующего названия состоит в сле­дующем. Как известно, в квантовой механике возмож­ность самопроизвольного перескока электрона с одного энергетического уровня на какой-либо из нижних опре­деляется так называемыми правилами отбора. Эти пра­вила, оперирующие изменениями квантовых чисел энер­гетических уровней, носят эмпирический и вероятност­ный характер. Последнее означает, что переход, запре­щенный соответствующим правилам отбора, в принци­пе возможен, но очень маловероятен. Порою его веро­ятность в миллиарды раз и более отличается от веро­ятности перехода, разрешенного правилами.

Энергетические, уровни, самопроизвольные переходы с которых вниз (т. е. с излучением) запрещены прави­лами отбора, называются метастабильными. Электрон, попавший на такой уровень вследствие разрешенного перехода сверху, вынужден оставаться на нем значи­тельное время, порою минуты, часы, годы. В конце концов, если ничто не помешает, он все же перескочит на нижний уровень с испусканием соответствующего кванта. Помешать же может либо поглощение кванта, либо столкновение с другим атомом, ионом или свобод­ным электроном.

По этой причине запрещенные линии, т. е. линии, соответствующие запрещенным переходам с метастабильных уровней, трудно наблюдать в лабораторных условиях. Ведь даже самый высокий вакуум, достижи­мый в лаборатории, очень далек от космической пусто­ты или хотя бы от условий в сравнительно плотных туманностях. Положения метастабильных уровней и длины волн соответствующих запрещенных линий прихо­дится чаще рассчитывать теоретически, чем определять из наблюдений.

Боуэн располагал такими расчетами для ряда тяже­лых ионов. Поэтому он смог отождествлять яркие зе­леные линии с запрещенными переходами между од­ним из нижних метастабильных уровней дважды иони­зованного кислорода и основным состоянием этого иона. Так таинственный «небулий» оказался вполне обыч­ным элементом. Некоторое время спустя такая же про­заическая судьба постигла второй загадочный эле­мент — «короний». Тот оказался тринадцатикратно (!) ионизованньим атомом железа.

Однако мало было только отождествить запрещен­ные линии. Нужно было еще объяснить, почему они возникают. Представления, помогшие понять образова­ние водородного спектра, здесь не подходили. Действи­тельно, если предположить, что метастабильные уров­ни заселяются только при переходах сверху, надо до­пустить неправдоподобно большие температуры ядер туманностей, ведь для того, чтобы еще раз ионизовать дважды ионизованный кислород, нужны кванты с дли­ной волны менее 228 А; некоторые другие ионы, запре­щенные линии которых [присутствовали в спектрах ту­манностей, требовали еще более энергичных квантов.

Оставался, по сути дела, единственный выход — предположить, что метастабильные уровни тяжелых ионов заселяются под действием соударений с другими частицами. С какими же именно? Ответ был довольно очевидный — со свободными электронами. Во-первых, их много, так как они в изобилии образуются при иони­зации водорода и гелия. Во-вторых, отрицательно за­ряженные электроны эффективнее взаимодействуют с фотоэлектронами ионов при соударениях, нежели ионы водорода — протоны. Для того чтобы понять, откуда берутся эти электроны и какими свойствами они обла­дают, придется несколько уточнить наши представле­ния об ионизации газа в туманностях.

Если на разреженное облако, состоящее из водоро­да, начинает действовать ионизующее излучение, то воз­никает любопытный процесс. Сначала ионизуются са­мые близкие к источнику излучения атомы; при этом, теряя электрон, они перестают поглощать излучение и внешние слои среды как бы просветляются, становятся прозрачными для ионизующих квантов. Последние про­никают глубже, и очередной слой ионизуется, делаясь, в свою очередь, прозрачным, и т. д.

Но одновременно с ионизациями происходят реком­бинации, частота которых тем больше, чем выше плот­ность вещества. Возникший нейтральный атом вновь способен поглощать излучение и вскоре опять ионизует­ся. Таким образом, в среде устанавливается опреде­ленное равновесие между ионизациями и рекомбина­циями. Ионизованной оказывается большая часть во­дорода, и только десятая или сотая доля процента всех водородных атомов продолжает оставаться нейтральной и поглощать излучение. Однако на больших расстояни­ях от источника излучения даже это малое количество нейтральных атомов создает значительную непрозрач­ность. Поток ионизующих квантов затухает, увеличи­вается число атомов, дополнительно задерживающих уже ослабленное излучение, и т. д. В итоге переход от сильно ионизованной среды к полностью нейтральному газу совершается довольно быстро. Узкую зону разде­ла двух состояний межзвездного газа — ионизованного-(светящегося и горячего) и нейтрального (темного и холодного) — называют ионизационным фронтам.

Следовательно, если только туманность ионизована, то практически все водородные атомы в ней лишены своих электронов. Кванты ионизующего излучения, вы­рывающие электроны из атомов, придают им определен­ную скорость. Если водородный атом поглощает квант с длиной волны менее 912 А, т. е. с анергией более 13,6 эВ (энергия ионизации), то избыточная энергия передается движению свободного электрона.

Даже в разреженной туманности свободные элек­троны эффективно взаимодействуют, обмениваясь энер­гией. В результате в своего рода электронном газе ту­манности устанавливается некоторое распределение электронов по скоростям движения, по энергиям. Это распределение, подобно спектру электромагнитного из­лучения, удается характеризовать с помощью одного параметра — температуры электронного газа.

Сталкиваясь с тяжелыми ионами, свободные элек­троны отдают им часть своей кинетической энергии, «забрасывая» при этом внешний электрон иона или атома на метастабильный уровень. Понять это помогает рис. 2, на котором представлена схема нижних метастабильных энергетических уровней дважды ионизованно­го кислорода, типичная для всех более чем 30 разно­видностей ионов углерода, азота, кислорода, неона, ар­гона, серы, хлора и других элементов, запрещенные линии которых видны в спектрах планетарных туман­ностей.

Чем энергичнее налетающий электрон, тем на более высокий уровень он может забросить внешний электрон иона. Происходя непрерывно во всем объеме туманно­сти, такие соударения с последующими переходами вниз приведут к появлению более или менее интенсив­ной линии, соответствующей данному запрещенному пе­реходу. Вновь обратившись к рис. 2, нетрудно понять, что, измеряя отношение интенсивности запрещенной линии 4364 А и суммарной интенсивности знаменитых зеленых линий 4959 и 5007 А, можно определить, ка­кая доля свободных электронов имеет энергию 5,35 эВ, а какая — 2,5 эВ. Тем самым возможно определить тем­пературу электронного газа. Этот изящный метод был предложен в начале 30-х годов советским астрофизиком В. А. Амбарцумяном.

Схема нижних энергетических уровней

Схема нижних энергетических уровней

Разумеется, на практике все обстоит сложнее. Так, необходимо знать еще вероятность того, что, столкнув­шись с ионом, свободный электрон заданной энергии действительно сумеет перебросить внешний электрон иона на тот или иной метастабильный уровень. Эта ве­роятность определяется с помощью сложных квантово-механических расчетов, через величину, называемую эффективным сечением столкновений.

Есть и еще одно осложнение, которое, впрочем, уда­ется использовать с большой выгодой. Как мы уже го­ворили, электрон задерживается на метастабильном уровне на довольно длительное время, сугубо различ­ное для разных уровней в отдельных атомах или ионах. В том же примере с дважды ионизованным кислородом на уровне 1S электрон приводит в среднем около 0,6 с, а на уровне 1D — 40 с. Пребывая на метастабильном уровне, электрон подвергается опасности быть насильно сброшенным вниз в результате случайного столкно­вения иона с каким-нибудь свободным электроном. При этом свободный электрон приобретает дополнительную энергию, а излучения в запрещенной линии не произой­дет; линия как бы погасится. Конечно, чем дольше электрон на метастабильном уровне ждет перехода вниз и чем выше плотность вещества, тем больше опас­ность гасящего столкновения.

Следовательно, в общем случае относительная ин­тенсивность запрещенных линий, излучающихся при переходах с различных метастабильных уровней, зави­сит не только от электронной температуры, но и от плотности газа. Разумно комбинируя наблюдаемые за­прещенные линии, можно определить совместно оба па­раметра.

Объяснение природы и механизма образования за­прещенных линий позволило не только окончательно разобраться в Том, как светятся туманности, но и дало в руки исследователям инструмент для определения важнейших физических параметров этих объектов — плотности и температуры электронного газа.

Поскольку в ионизованной туманности основным по­ставщиком свободных электронов является водород, ионизованный практически полностью, постольку, зная плотность свободных электронов, мы знаем и общую плотность вещества туманности, состоящего преимуще­ственно из водорода. В типичной планетарной туманно­сти она составляет в среднем примерно 104 частиц в кубическом сантиметре; в диффузных туманностях — обычно раз в 10 меньше, а в межзвездном пространст­ве — всего лишь 1 частица или даже доля частицы в кубическом сантиметре. Значит, для космических газо­вых образований (не считая, конечно, звезд) плане­тарные туманности — объекты довольно плотные. Разу­меется, понятие это весьма относительно, так как при подобной плотности масса кубометра газа составляет всего лишь 2 • 10-14 г, в то время как масса кубометра воздуха в вашей комнате — около 1,22 кг, а в недрах звезд плотность уже сотни тонн в кубометре, а то и много больше. Но как это ни удивительно, столь эфе­мерные тазовые облака наблюдаются, да еще на гигант­ских расстояниях!

Знание другого важного физического параметра — электронной температуры имеет большое значение для исследования механизмов излучения и самой природы туманностей. Получив в свои руки надежный метод определения электронной температуры, астрономы об­наружили еще одно удивительное свойство газовой ту­манности. Мы уже говорили, что туманность — это своего рода космический счетчик фотонов. Теперь выясни­лось, что она к тому же весьма совершенный термо­стат.

Вспомним, что свободные электроны черпают свою энергию из энергии поля излучения при ионизациях. Следовательно, чем выше температура ионизующей звезды, тем большее число свободных электронов бу­дет обладать большими скоростями и энергией; тем вы­ше, следовательно, температура электронного газа. Первые теоретические расчеты, сделанные для туман­ности, состоящей из чистого водорода, казалось бы, под­твердили эту качественную гипотезу, показав, что элек­тронные температуры примерно соответствуют темпе­ратурам ядер туманностей, достигая 40—80 тыс. граду­сов. Однако тут же выяснилось, что столь высокие тем­пературы решительно не увязываются с относительны­ми интенсивностями запрещенных линий, возникающих при переходах с различных по энергии метастабильных уровней. Температуры, определенные таким способом, неизменно оказывались порядка 10—15 тыс. градусов. Выяснить причину этого противоречия оказалось до­вольно просто.

Возбуждение метастабильных уровней тяжелых ионов эффективно снижает энергию свободных электро­нов, «перекачивая» ее снова в энергию излучения, сво­бодно покидающего туманность. Вот почему запрещен­ные линии столь ярки, вот почему электронные тем­пературы туманностей столь умеренны. Механизм ох­лаждения электронного газа в туманностях обладает замечательным свойством саморегулировки. При повы­шении температуры возбуждающей звезды образуются все новые тяжелые ионы, имеющие низкие метастабиль­ные уровни; свободные электроны начинают быстрее терять энергию, что компенсирует ее прирост при иони­зациях под действием более энергичных квантов. Спра­ведлива и обратная ситуация. В результате электрон­ная температура газовых туманностей оказывается поч­ти универсальным постоянным параметром, слабо за­висящим от свойств возбуждающих звезд. И это при том, что относительное содержание в туманности тяже­лых элементов, обеспечивающих ее «термостатирова­ние», не превышает примерно 2% от массы водорода и гелия!

***

Итак, мы попытались изложить основные представ­ления о том, как и почему светятся планетарные туман­ности, да и вообще все эмиссионные газовые туманно­сти. Получившаяся картина, если нам удалось набро­сать ее достаточно четко, подкупает своей стройностью, логической взаимосвязанностью и простотой. Но не за­будем: за этой простотой стоят полвека напряженного труда многих десятков астрономов и физиков и могу­чая научная и технологическая база XX столетия.

Излагая, по сути дела, только итоги этого иссле­дования, мы не могли в полной мере сохранять хроно­логический принцип и перечислить все имена, связан­ные с разработкой проблемы. Не будет особым преуве­личением сказать, что в изучение планетарных туман­ностей, их физики и механизмов свечения внесли тот или иной вклад едва ли не все ведущие астрофизики первой половины нашего столетия. Среди этого интер­национала ученых и американцы — Э. Хаббл, Л. Аллер, Д. Мензел, и англичане — А. Эддингтон, Д. Джинс, М. Ситон, и голландец X. Занстра, и норвежец С. Росселанд, и советские исследователи — Б. А. Ворон­цов-Вельяминов, В. А. Амбарцумян, Б. П. Герасимо­вич, В. В. Соболев, А. Я. Киппер. Трудами этих и мно­гих других ученых, упомянуть о которых мы не имеем возможности в столь кратком рассказе, теория оптиче­ского свечения газовых ипрежде всего планетарных ту­манностей стала одной из наиболее совершенных астро­физических теорий, выдержавших проверку временем и новыми наблюдательными фактами.

Мы неоднократно подчеркивали, что речь шла об оптическом, видимом, излучении планетарных туманно­стей. На самом деле интервал длин волн электромаг­нитного излучения небесных тел, исследованный астро­номами к 60-м годах нашего столетия, был уже значи­тельно шире. Захватывая часть ближней ультрафиоле­товой и ближней инфракрасной области спектра, он простирался примерно от 3200 до 11 000 А.

Ультрафиолетовое излучение более коротких длин волн не пропускает земная атмосфера. С развитием аст­рономических наблюдений с борта космических аппа­ратов у нас появилась надежда увидеть, как светятся планетарные туманности и их центральные звезды в далекой ультрафиолетовой области спектра. Разумеет­ся, это крайне интересно, так как там сосредоточена основная энергия горячего ядра туманности и спект­ральные линии, возникающие при переходах на первые энергетические уровни атомов водорода, атомов и ионов гелия и других элементов. Едва ли новые наблюдатель­ные данные об ультрафиолетовом спектре планетарных туманностях существенно изменят основные представ­ления теории, но в любом случае они позволят их уточ­нить. В частности, значительно повысится точность оп­ределения относительного содержания в туманностях различных химических элементов. Но это пока впереди.

А вот о том, как излучают планетарные туманности в противоположном конце электромагнитного спектра, мы уже знаем. Ионосфера и атмосфера Земли пропу­скают «а ее поверхность космическое радиоизлучение в диапазоне длин волн от десятка метров до несколь­ких миллиметров. Раздел астрономии, занимающийся исследованием этого излучения, называется радиоаст­рономией. Она возникла как наука вскоре после вто­рой мировой войны и обогатила нас огромным количе­ством новых сведений о Вселенной.

Хотя планетарные туманности — довольно слабые источники радиоизлучения, они не были обойдены вни­манием радиоастрономов. Сейчас нам известны потоки и спектры радиоизлучения нескольких десятков этих объектов. Этого вполне достаточно, чтобы утверждать, что и в радиодиапазоне планетарные туманности излу­чают так, как должны излучать облака ионизованного газа соответствующей электронной температуры. В от­личие от оптических, радиоспектры планетарных туман­ностей непрерывные. Правда, на их фоне наблюдают­ся слабые эмиссионные линии, возникающие при пере­ходах между очень высокими, с номерами порядка 100, энергетическими уровнями водорода и гелия, но они слишком слабы. Непрерывное радиоизлучение обра­зуется за счет свечения свободных электронов, проле­тающих через электрические поля ионов водорода и гелия, но не захватываемых ими. Этот процесс, харак­терный для умеренно горячей плазмы, получил назва­ние теплового радиоизлучения и в общих чертах соот­ветствует тому, что мы ожидали после того как поня­ли природу оптического излучения планетарных туманностей. Само по себе подобное согласие достоприме­чательно.

Однако природа обычно не дает ученым «почивать на лаврах». Между оптической и радиочастотной об­ластями спектра лежит его инфракрасная область. Ее изучение необыкновенно трудно по двум причинам. Во-первых, земная атмосфера пропускает космическое инфракрасное излучение лишь в нескольких очень уз­ких интервалах, называемых окнами прозрачности. Добавим, что вообще-то эти окна не слишком прозрач­ны; некоторое остаточное поглощение в них всегда за­метно.

Во-вторых, в этой области спектра лежат максиму­мы излучения тел с температурой около 300 К, в изоби­лии окружающих нас на Земле. Это создает мощное излучение фона, на котором очень трудно выделить сла­бенькие потоки инфракрасных квантов, добирающихся к нам из космического пространства.

По сути дела, мы как следует научились регистри­ровать инфракрасное излучение далеких небесных объ­ектов совсем недавно, около 10 лет назад. Для этого, в частности, пришлось научиться охлаждать приемники излучения до температур, близких к абсолютному нулю.

Исследователи планетарных туманностей довольно спокойно ждали первых измерений далекого инфра­красного излучении этих объектов. Предполагалось, что оно слабое и будет состоять из теплового непрерывного спектра и (некоторых не, слишком ярких разрешенных и запрещенных линий. Наказание за столь самоуверенное отношение к природе не замедлило последовать: планетарные туманности — хотя бы некоторые из них — оказались мощнейшими источниками инфракрасного из­лучения в области от 5 до 25 мк!

За семь лет, прошедших со времени этого открытия, астрономы уже успели оправиться от первого шока, тем более что, как оказалось, Вселенная буквально напич­кана сильными инфракрасными источниками. Согласно бытующим сейчас теориям, инфракрасное излучение по­всеместно создается космической пылью — твердыми микроскопическими частицами, рассеянными в прост­ранстве и входящими в состав туманностей (в первую очередь темных и отражательных), окутывающих звез­ды некоторых типов. Излучение звезд нагревает эти частички до температур в десятки или немногие сотни градусов по Кельвину, после чего они начинают излу­чать в далекой инфракрасной области спектра, как и полагается нагретым телам.

Однако такое объяснение применительно к планетар­ным туманностям скорее усложняет, чем проясняет кар­тину. Действительно, почему в одних туманностях эти частицы есть, а в других, вполне подобных, они отсут­ствуют? Во-вторых, откуда они там взялись и как вы­держивают «разрушительные» условия внутри туманно­сти — интенсивное поле жесткого ультрафиолетового излучения и бомбардировку свободными электронами и ионами? Конечно, как это всегда бывает, при теоре­тической интерпретации находятся пути преодоления трудностей. Но было бы преждевременным считать, что мы вполне понимаем природу инфракрасного излучения планетарных туманностей, понимаем так, как, напри­мер, причины возникновения оптических эмиссионных линий. Впрочем, этой загадке всего семь лет, а мы ви­дели, что другие ждали ответа десятилетия…

comments powered by HyperComments