П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И. Мороз - Курс общей астрономии

§ 168. Межзвездный газ

Газовые туманности. Самая известная газовая туманность – в созвездии Ориона (рис. 229), протяженностью свыше 6 пс, заметная в безлунную ночь даже невооруженным глазом. Не менее красивы туманности Омега, Лагуна и Трехраздельная в созвездии Стрельца, Северная Америка и Пеликан в Лебеде, туманности в Плеядах, вблизи звезды h Киля, Розетка в созвездии Единорога и многие другие. Всего насчитывают около 400 таких объектов. Естественно, что полное их число в Галактике значительно больше, но мы их не видим из-за сильного межзвездного поглощения света.

В спектрах газовых туманностей имеются яркие эмиссионные линии, что доказывает газовую природу их свечения. У наиболее ярких туманностей прослеживается и слабый непрерывный спектр. Как правило, сильнее всех выделяются водородные линии Нa и Нb и знаменитые небулярные линии с длинами волн 5007 и 4950 Е, возникающие при запрещенных переходах дважды ионизованного кислорода О III. До того, как эти линии удалось отождествить, предполагалось, что их излучает гипотетический элемент небулий. Интенсивны также две близкие запрещенные линии однократно ионизованного

кислорода О II с длинами волн около 3727 Е, линии азота и ряда других элементов. Внутри газовой туманности или непосредственно вблизи от нее почти всегда можно найти горячую звезду спектрального класса О или В0, являющуюся причиной свечения всей туманности. Эти горячие звезды обладают очень мощным ультрафиолетовым излучением, ионизующим и заставляющим светиться окружающий газ точно так же, как это имеет место в планетарных туманностях (см. § 152). Поглощенная атомом туманности энергия ультрафиолетового кванта звезды большей частью идет на ионизацию атома. Остаток энергии расходуется на придание скорости свободному электрону, т.е. в конечном счете превращается в тепло. В ионизованном газе должны также происходить и обратные процессы рекомбинации с возвращением электрона в связанное состояние. Однако чаще всего это реализуется через промежуточные энергетические уровни, так что в итоге вместо первоначально поглощенного жесткого ультрафиолетового кванта атомы туманности излучают несколько менее энергичных квантов видимых лучей (этот процесс называется

флуоресценцией). Таким образом, в туманности происходит как бы “дробление” ультрафиолетовых квантов звезды и переработка их в излучение, соответствующее спектральным линиям видимого спектра. Излучение в линиях водорода, ионизованного кислорода и азота, приводящее к охлаждению газа, уравновешивает поступление тепла через ионизацию. В итоге температура туманности устанавливается на некотором определенном уровне порядка , что можно проверить по тепловому радиоизлучению газа. Количество квантов, излучаемых в какой-либо спектральной линии, в конечном счете пропорционально числу рекомбинаций, т.е. количеству столкновений электронов с ионами. В сильно ионизованном газе концентрация и тех и других одинакова, т.е. Поскольку согласно (7.18) частота столкновений одной частицы пропорциональна п, общее число столкновений всех ионов с электронами в единице объема пропорционально произведению nine, т.е. Следовательно, общее число квантов, излучаемых туманностью, или ее яркость на небе – пропорциональна , просуммированному вдоль луча зрения. Для однородной туманности протяженностью L, это дает . Произведение называется мерой эмиссии и является важнейшей характеристикой газовой туманности: ее значение легко получить из непосредственных наблюдений яркости туманности. Вместе с тем мера эмиссии связана с основным физическим параметром туманности – плотностью газа. Таким образом, измеряя меру эмиссии газовых туманностей, можно оценить концентрацию частиц пе, которая оказывается порядка 10 2-10 3 см –3 и даже больше для самых ярких из них. Как видно, концентрация частиц в газовых туманностях в миллионы раз меньше, чем в солнечной короне, и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить лучшие современные вакуумные насосы. Необычайно сильная разреженность газа объясняет появление в его спектре запрещенных линий, сравнимых по своей интенсивности с разрешенными. В обычном газе возбужденные атомы не успевают излучить запрещенную линию потому, что гораздо раньше, чем это произойдет, они столкнутся с другими частицами (в первую очередь электронами) и отдадут им свою энергию возбуждения без излучения кванта. В газовых туманностях при температуре 104 °K средняя тепловая скорость электронов достигает 500 км/сек и время между столкновениями, вычисленное по