2 месяца назад
Нету коментариев

Замена визуальных наблюдений фотографированием небесных объектов имела для астрономии революцион­ные последствия. Фотография по сравнению со зрительным восприятием изображения имеет два важней­ших преимущества. Первое — фотографическая пластин­ка обладает способностью накапливать информацию. Строго говоря, этой же способностью обладает и глаз, но время накопления им светового восприятия состав­ляет доли секунды, в то время как фотопластинку мож­но экспонировать минуты, часы, даже десятки часов. Естественно, что при этом на каждый элемент фото­графического изображения приходится пропорциональ­но больше квантов света. Поэтому хотя по своей аб­солютной чувствительности к свету глаз превосходит даже лучшие из современных фотографических эмуль­сий, пластинка все же позволяет регистрировать гораз­до более слабые изображения.

Второе преимущество фотопластинки — ее докумен­тальность. Зрительное восприятие всегда субъективно, и мы уже говорили о трудностях, возникавших при со­поставлении зарисовок туманностей, выполненных раз­ными наблюдателями.

Многим читателям, наверное, приходилось видеть захватывающие своеобразной красотой и сложностью фотографии галактик, звездных скоплений, туманно­стей. (Одна из таких фотографий — снимок планетар­ной туманности в созвездии Водолея — воспроизведена на обложке этой брошюры.) Так вот, все это множе­ство деталей, тонкие светящиеся волокна, причудливые сочетания слабых звездочек — все это способна пока­зать только фотография. Те же достоинства фотопла­стинки предопределили ее успешное применение и при спектральном анализе излучения небесных тел.

К концу XIX в. фотография настолько усовершенст­вовалась, что астрономы смогли сделать ее своим по­вседневным орудием. В 1880 г. были получены первые снимки туманностей, а десять лет спустя фотография стала уже систематически применяться для их изу­чения.

Пионером в этом деле, к которому многие астроно­мы поначалу отнеслись скептически, был американский астроном Дж. Килер, работавший на 90-сантиметровом рефлекторе Ликской обсерватории в США (в модерни­зированном виде телескоп этот служит науке и по сей день).

Как это чаще всего бывает при углублении в какую-нибудь научную проблему, новые факты не столько проясняют, сколько усложняют привычную картину яв­ления. По своему виду на фотографических снимках ту­манности с очевидностью разделились на три класса: объекты спиральной структуры, обширные туманности неправильной формы (часто включающие в себя ско­пления звезд) и, наконец, компактные довольно яркие туманности сравнительно правильных очертаний обыч­но с одной слабенькой звездочкой в центре.

Прошло еще три десятилетия, прежде чем трудами многих астрономов был разрешен вопрос о природе спиральных туманностей. Они оказались огромными изолированными звездными системами — внешними га­лактиками, а их изучение выделилось в специаль­ный раздел астрофизики — внегалактическую астро­номию.

Туманности двух других типов, тяготеющие в своем распределении по небу к плоскости Млечного Пути, бы­ли признаны внутригалактическими объектами. Пер­вые, неправильной формы и протяженные, получили название диффузных туманностей. Для вторых было ис­пользовано старое название — «планетарные туманно­сти». Судя по спектру, те и другие должны были со­стоять из разреженного газа.

Правда, одновременно выяснилось, что этот термин нуждается в расширении. Фотографии показывали не­ожиданно большое разнообразие форм этих объектов — от правильных колец, дисков и эллипсов до, скажем, подобия песочных часов. Представление о сферической симметрии, подразумевавшееся в самом названии «пла­нетарные туманности», удавалось сохранить лишь с большой натяжкой. (На рис. 1 приведены для примера фотографии некоторых типичных планетарных туман­ностей.)

Типичные планетарные туманности

Типичные планетарные туманности

Возможно, что представление об этих объектах как о родственных друг другу распалось, если бы не два их действительно общих свойства: точно в центре каж­дой из планетарных туманностей «сидела» слабенькая звездочка — ядро туманности, а наблюдения продолжа­ли подтверждать гипотезу о сходстве спектров этих объектов. С очевидностью требовались дополнительные данные, основным поставщиком которых на целые де­сятилетия сделалась спектроскопия.

В самом начале нашего столетия стало, наконец, возможным применять фотографию для изучения спектров таких слабых объектов, как туманности. Замет что для этого потребовался телескоп диаметром уже в 1,5 м. Вместо трех ярких линий, открытых при самых первых наблюдениях, на спектрограммах диффузных и планетарных туманностей ‘были видны многие десят­ки светлых полосок. В отличие от темных линий по­глощения в спектрах Солнца и звезд они получили на­звание эмиссионных линий. Спектры спиральных ту­манностей, напротив, напоминали очень ослабленный солнечный спектр.

Как мы уже говорили, характер спектра планетарных и диффузных туманностей однозначно заявил об их газовом составе, но каким образом?

На основе повседневного опыта мы привыкли свя­зывать способность тела светиться со степенью его на­грева, с температурой. Согласно законам излучения, от­крытым еще во второй половине прошлого века, нагре­тое тело испускает непрерывный спектр, т. е. бесконеч­но большой набор лучей разных длин волн. При этом относительная интенсивность этих элементарных моно­хроматических лучей отнюдь не одинакова и однознач­но соответствует температуре тела. Чем выше темпе­ратура излучающего тела, тем дальше в коротковолно­вую сторону смещается максимум интенсивности непре­рывного спектра (Так, в излучении Солнца, температура поверхности которого около 6000° К, наиболее интенсивна желто-зеленая часть спектра (к свету тех же длин волн лучше всего приспособлено и наше зре­ние). При температуре вдвое более высокой максимум сдвигается в далекую ультрафиолетовую область; к такому излучению глаз уже не чувствителен, да оно и не проникает сквозь земную атмос­феру).

Любое вещество способно не только излучать, но и поглощать энергию. Какой из двух процессов будет преобладать в данном конкретном случае, зависит от температуры. Горячее вещество на относительно холод­ном фоне больше излучает, нежели поглощает, и на­оборот. Так, струя раскаленных выхлопных газов авиа­ционного реактивного двигателя ночью, на темном фо­не покажется нам ярким факелом, а днем, в солнечном свете — скорее призрачной дымной струей.

Строго говоря, вышеупомянутый закон зависимости спектральной интенсивности излучения от температуры его источника справедлив для идеального излучателя, так называемого «абсолютно черного тела». Такой из­лучатель отличается попросту тем свойством, что пол­ностью поглощает падающее на него излучение всех длин волн. Звезды, в том числе наше Солнце, с доста­точной степенью точности можно считать абсолютно черными телами, испускающими непрерывный спектр. Даже не прибегая к помощи оптических приборов, лег­ко убедиться, что звезды имеют разные цвета.Значит, различны и их температуры: голубые и белые звезды горячее желтых или красноватых.

Если бы звезды были материальными телами в обыденном понимании этого слова, т. е. имели поверхность, отделяющую вещество звезды от космического вакуума, все было бы именно так. Но на самом деле звезда — газовый шар, плотность которого постепенно убывает от центра и который не имеет резкой границы. Темпе­ратура в звезде изменяется подобно плотности, т. е. растет с глубиной. Вещество звезды обладает способ­ностью поглощать свет. Поглощение незначительно во внешних, разреженных слоях; эти слои, атмосферу звезды, мы видим насквозь. Однако плотность и непро­зрачность быстро растут с глубиной, и это создает ил­люзию существования у звезды твердой поверхности, как, например, кажущаяся поверхность Солнца. Не­трудно понять, что именно эти не очень глубокие, но довольно плотные слои звезды ответственны за форми­рование ее излучения в непрерывном спектре и именно их температуру мы понимаем под температурой звез­ды. В ее недрах температуры несравненно больше и до­стигают сотен тысяч, миллионов и даже десятков мил­лионов градусов, но этих глубин мы непосредственно не видим.

Согласно закону, открытому 100 лет назад немец­ким физиком Кирхгофом, излучательная способность вещества пропорциональна его поглощательной способ­ности (отсюда и определение идеального излучателя через идеальный поглотитель — абсолютно черное те­ло). Поэтому прозрачная и сравнительно холодная ат­мосфера звезды должна быть плохим излучателем; ее свечение, может быть, и весьма яркое само по себе, потонет на фоне раскаленной поверхности звезды.

Но атмосфера звезды — это газ, состоящий из ато­мов. Атомы же способны как излучать, так и погло­щать электромагнитную энергию строго определенных длин волн; на этом основан спектральный анализ. В плотном газовом слое атомы, так сказать, теряют свою оптическую индивидуальность, участвуя в обра­зовании непрерывного спектра. Но в разреженном, про­зрачном слое мы как бы видим каждый атом в от­дельности. Поэтому существование относительно более холодной атмосферы звезды проявится в том, что на фоне яркого непрерывного спектра ее горячей поверх­ности возникнут узкие темные линии атомного погло­щения. Представим себе изолированный в пространстве слой нагретого газа. Если его толщина и плотность на­столько велики, что он непрозрачен для излучения в данном интервале длин волн, то слой будет испускать непрерывный спектр с темными линиями поглощения, вполне подобный спектру обычной звезды.

Допустим теперь, что наш слой прозрачен, виден насквозь: либо из-за малой протяженности вдоль луча зрения, либо вследствие небольшой плотности вещест­ва. В промежутках между характерными для них спект­ральными линиями атомы ничего, вернее, почти ничего не поглощают, а значит (вспомним закон Кирхгофа), не способны и излучать. Поэтому наш прозрачный слой не будет обладать заметным непрерывным спектром. Но раз вещество нагрето, оно обязано светиться, при­чем в тех длинах волн, где оно способно эффективно поглощать излучение. В нашем случае это опять-таки спектральные линии атомов, но теперь они будут уже яркими, эмиссионными линиями на темном фоне (т. е. картина будет напоминать ту, что мы видим на спект­рограммах туманностей). Вот почему своеобразный вид спектров туманностей однозначно определил их физи­ческую природу.

В нашем примере имеется одна существенная де­таль: газ считается нагретым. При этом, поскольку его энергия непрерывно уменьшается из-за излучения, дол­жен существовать источник ее пополнения. Иначе газ быстро остынет и свечение погаснет. В звездах таким источником являются реакции ядерного синтеза элемен­тов. Но для их возникновения нужны огромные плот­ности и температуры вещества. Таких условий в эфе­мерных, «насквозь прозрачных» туманностях нет.

В физических лабораториях второй половины XIX в. эмиссионные спектры получали, пропуская через газ высоковольтный разряд. Источником энергии свечения газа — люминесценции в. этом случае был источник то­ка. Когда же, по понятной аналогии, свечение газовых туманностей тоже приписали люминесценции, это мало прояснило дело. Действительно, откуда в космической густоте взяться высоковольтному разряду?

Первые проблески решения энергетической пробле­мы для планетарных туманностей появились в послед­ние годы XIX в. Использовавшиеся в те времена фо­тографические пластинки были наиболее чувствительны к синим лучам, кванты которых несут относительно-большие капельки энергии. Исследуя одну из самых ярких планетарных туманностей, расположенную в со­звездии Лиры — NGC 6720 (это обозначение образовано от первых букв английского на­звания «Новый генеральный каталог» и номера объекта в этом ка­талоге. В 80-х годах прошлого столетия астрономДрейер предпри­нял огромную работу по пересмотру и дополнению каталогов про­тяженных объектов отца и сына Гершелей. В итоге число таких объектов еще увеличилось и подошло к 8000. Каталог Дрейера — один из самых употребимых и по сей день), двое астрономов, Денза и Шейнер, сфотографировали ее на телескопе Потсдам­ской обсерватории. Звездочка, находящаяся в центре туманности, вышла на фотографии неожиданно яркой, в то время как при визуальных наблюдениях она еле различалась на фоне туманности. Это открытие позво­лило заключить, что по крайней мере в данном объекте центральная звезда очень горяча и что ее невидимое ультрафиолетовое излучение может как-то влиять на состояние туманности. Указать, как именно осуществ­ляется это влияние, тогда еще не могли — прежде всего потому, что не существовало теории атомных спектров.

Зато уже существовал спектральный анализ — эм­пирический метод, позволяющий определять химический состав вещества по длинам волн его спектральных ли­ний. В спектрах планетарных туманностей обнаружи­лись хорошо знакомые эмиссионные линии водорода и гелия. К тому времени астрономы уже привыкли, что водород и гелий встречаются решительно повсюду и что, видимо, они — самые распространенные во Вселен­ной химические элементы. Поэтому присутствие их ли­ний в спектрах планетарных туманностей мало кого удивило. Поразительным было другое: самыми ярки­ми эмиссионными линиями в спектрах планетарных ту­манностей были не эти, а пара близких зеленых линий с длиной волны ~ 5000 А, происхождение которых бы­ло решительно непонятно.

Уже не первый раз в спектрах небесных объектов обнаруживались линии, не известные из лаборатор­ного спектрального анализа. Подобный же случай про­изошел в конце 60-х годов прошлого столетия. Тогда неизвестные линии были найдены в спектрах солнечных протуберанцев и приписаны некоему гипотетическому элементу, существующему якобы только на Солнце. Элемент был соответственно назван гелием. Два года спустя в спектре солнечной короны был открыт еще один новый элемент, окрещенный на сей раз «коронием». Однако вскоре линии гелия были обнаружены Рамзаем в лабораторном спектре. Этот элемент оказал­ся вполне земным, хотя и сохранил свое солнечное на­звание. Теперь же к непонятному пока «коронию» до­бавился еще один небесный элемент, названный «небу­лием» — от латинского варианта слова «туманность».

Наученные опытом истории с гелием, астрономы довольно осторожно отнеслись и к «небулию». Хотя этот термин попал на страницы учебников и популяр­ных книг, но обычно в сопровождении оговорок, что мы, дескать, не знаем точно, но, может быть, линии «небулия» принадлежат какому-то уже известному эле­менту, находящемуся в необычных физических услови­ях. Впрочем, осторожность в высказываниях не упразд­няла проблемы: происхождение зеленых линий надо было понять.

В общем, во втором десятилетии XX в. относитель­но планетарных туманностей был накоплен порядочный фактический материал. Было известно, что это — объ­екты особого класса, сравнительно компактные и сравнительно правильных форм. Что в центре туманно­стей располагается слабая и, возможно, очень горя­чая звезда. Что, вероятно, эта звезда как-то влияет на физическое состояние вещества, из которого состоят туманности. Что вещество это — скорее всего газ, со­стоящий из водорода и гелия, но содержащий также примесь какого-то неизвестного (а если известного, то неотождествленного) элемента. Что этот газ обладает сложными внутренними движениями. Ну и, наконец, что физические условия в планетарных и диффузных туманностях в значительной степени подобны.

Конечной долью исследования астрономических объ­ектов любого типа является выяснение их космогони­ческой роли, т. е. места в общей картине происхожде­ния и эволюции Вселенной. Очевидно, что даже част­ные цели такого масштаба потребуют от людей много­летних, если не многовековых, усилий. Что-то станет известно раньше, что-то позднее, а ответ на главный вопрос о Вселенной: почему, когда и как все это воз­никло, как развивается, чем и когда завершится — воз­можно, так и останется без исчерпывающего ответа. Впрочем, ученым положено быть оптимистами, иначе они просто не смогли бы работать.

Наиболее очевидной проблемой, стоявшей перед ис­следователями планетарных туманностей полвека назад, была задача количественного объяснения их спектров и источников энергии свечения. Именно здесь существовала надежда добиться наибольшего успеха, в частности, потому, что возможности спектроскопиче­ских исследований туманностей отнюдь не были исчер­паны, а, напротив, возрастали. Можно было надеяться на то, что, поняв, почему и как светятся планетарные туманности, удастся выяснить физические условия в них и в конечном счете понять, как они устроены.

В астрономии, как и в других науках, время от времени возникают кризисные ситуации. Их основной признак — обилие накопленных, непонятных и несве­денных в систему фактов. Тогда приходится искать об­щие эмпирические закономерности, за которыми следу­ют по возможности точные теории, увязывающие от­крытое со всем конгломератом научных знаний о при­роде. Удачлив тот ученый, которому выпадает найти такую закономерность: его имя долго живет в истории науки. Нам тоже следует упомянуть имя такого счаст­ливца, так сказать,. наведшего порядок в мире туман­ностей. Это крупнейший американский астроном первой половины нашего столетия — Эдвин Хаббл.

Надо сказать, что ко второму десятилетию XX в. науке были известны уже не три, а четыре типа све­тящихся туманностей. О первых трех — спиральных, диффузных и планетарных — мы уже говорили. Туман­ности четвертого типа, получившие впоследствии назва­ние отражательных, были открыты в 1913 г. Их особен­ность состояла в сочетании непрерывного спектра, ха­рактерного для звезд, с эмиссионными линиями, непра­вильными по форме и большими по размеру, свойст­венными диффузным туманностям. Следовательно, пред­стояло разобраться в четырех типах протяженных кос­мических объектов. Это и выпало на долю Э. Хаббла, причем было сделано им с большой простотой и изя­ществом. Впоследствии Хаббл связал свое имя еще с двумя фундаментальными открытиями. Он разрешил на отдельные звезды одну из ближайших внегалактиче­ских туманностей, иными словами, сделал то же, что некогда Галилей с Млечным Путем. Наконец, Хабблу принадлежит открытие разбегания галактик — одного из самых фундаментальных законов всего современного естествознания.

В астрономии еще от древних греков существует си­стема количественных оценок яркости звезд в так называемых звездных величинах. Чем больше в ал­гебраическом смысле звездная величина, тем слабее звезда.

В звездных величинах астрономы, как правило, определяют яркость звезд, но можно использовать эту шкалу и для характеристики излучения протяженного объекта, подобного туманности. В этом случае опреде­ляется или суммарная интенсивность видимого свече­ния объекта (интегральная звездная величина), или яр­кость его элементарной площадки (например, квадрат­ной угловой минуты). Раздел астрономии, занимаю­щийся измерением яркостей астрономических объек­тов, называется астрофотометрией. До появления объ­ективных методов в ней господствовали малонадежные визуальные оценки. Применение фотографии и, нако­нец, современных фотоэлектрических методов регистра­ции излучения несравненно увеличило их точность.

При первичном исследовании планетарных, диффуз­ных и отражательных туманностей накопился опреде­ленный фотометрический материал относительно как самих туманностей, так и связанных с ними звезд. Им и воспользовался Хаббл.

Вероятно, он был первым, кто придал серьезное значение тому, что многочисленные спиральные и по­добные им туманности с непрерывным звездным спект­ром распределены равномерно по всему небу, в то вре­мя как эмиссионные и отражательные туманности кон­центрируются к плоскости Млечного Пути. Хаббл ре­шительно разделил все туманности, назвав спиральные «не-галактическими» в отличие от «галактических» — эмиссионных и отражательных. Последние, в свою оче­редь, четко подразделялись на диффузные с эмиссион­ным спектром, отражательные и планетарные туманно­сти. Хаббл сопоставил далее распределение этих объ­ектов по небу с распределением ярких горячих звезд. Оказалось, что эти распределения подобны. Более того, Хаббл показал, что с планетарными туманностями си­стематически связаны очень горячие звезды, с эмиссионными диффузными туманностями — звезды просто горячие, а с отражательными — не очень горячие звезды.

Далее Хаббл сопоставил величины звезд, располо­женных в туманностях, с видимыми угловыми размера­ми последних, которые, хоть и с оговорками, можно было считать мерой интегральной яркости туманностей. Все это позволило Хабблу сделать следующий фунда­ментальный вывод: эмиссионные туманности неразрыв­но связаны с горячими звездами, их освещающими. Ес­ли таких звезд нет, мы видим не светлую, а темную туманность, каких тоже немало в Галактике. Наконец, все светящиеся эмиссионные туманности перерабаты­вают энергию освещающей их звезды или группы звезд в свое собственное излучение; единица объема туман­ности излучает ровно столько энергии, сколько прихо­дит туда от освещающей (лучше сказать, возбуждаю­щей) звезды. Каков механизм этой переработки, Хаббл указать еще не мог.

Итак, после работ Хаббла, опубликованных в 1922 г., можно было считать доказанным, что эмисси­онные туманности неотделимы от горячих звезд. До­гадка, высказанная некогда относительно планетарной туманности NGC 6720, приобрела всеобщий смысл.

Открытие Хаббла окончательно связало исследова­ние механизмов свечения планетарных и диффузных ту­манностей. Действительно, если спектры этих объектов подобны и сходны источники их возбуждения, то и ме­ханизмы излучения обязаны быть идентичными. В то же время наблюдать планетарные туманности легче — они и компактнее, и проще по структуре, и ярче. Воз­буждающая звезда в них одна, в то время как в диф­фузных туманностях таких звезд бывает несколько, причем порой не ясно, какие именно. Наконец, в плане­тарной туманности звезда эта находится в центре сфе­рической или эллиптической оболочки, что удобно для построения теоретических моделей. Стечение всех этих обстоятельств сделало планетарную туманность, так сказать, пробным камнем, на котором оттачивала свои теоретические и наблюдательные методы астрофизика первой половины нашего столетия.

С открытием Хаббла, окончательно установившего давно ожидаемый порядок в мире туманностей, закончилась предыстория исследования планетарных туман­ностей— эпоха первичного накопления фактов, форми­рования основных представлений и идей.

comments powered by HyperComments