Большая Советская Энциклопедия (ТУ)

  Планетарные туманности. Планетарные Т. г. — это эмиссионные туманности, имеющие вид диска или кольца, небольшого углового размера (от нескольких секунд до нескольких минут дуги). На рис. 3—4 — две наиболее известные планетарные Т. г. — NGC6720 и NGC6853 (туманности обозначаются сокращённым названием каталога и номером, под которым они в каталоге записаны), В центре планетарной Т. г. находится ядро — звезда, породившая туманность и возбуждающая её свечение. Спектры ядер, относящиеся либо к звёздам типа Вольфа — Райе с широкими эмиссионными линиями, либо к ранним О-звёздам, свидетельствуют о температуре, достигающей 50 тыс. — 100 тыс. К. Мощное ультрафиолетовое излучение горячего ядра является источником энергии ионизации и возбуждения атомов в туманности. Самые яркие линии в спектре свечения планетарных Т. г. — небулярные линии [OIII]. Кроме того, наблюдается рекомбинационное излучение Н, Не, а также ударное возбуждение линий [OII], [NII], [NeIII], [NeIV] [NeV], [SII], [SIII], [AIII] и др. элементов. Результаты наблюдений планетарных Т. г. послужили материалом для развития классических астрофизических методов определения температуры, плотности, химического состава туманностей, определения температуры ядер (А. Боуэн, Л. Аллер, Д. Мензел в США; М. Ситон в Великобритании). Температура планетарных Т. г. 10000—20000 К, плотность — несколько тыс. атомов в см³ (в ярких компактных туманностях — десятки тыс. атомов в см³), наблюдается высокая степень ионизации элементов (выше, чем в диффузных Т. г.). Степень ионизации падает от центра туманности к периферии. Планетарные Т. г. вследствие давления горячего газа расширяются, скорость расширения составляет 10—40 км/сек и возрастает к периферии. По мере расширения падает поверхностная яркость туманностей; на этом основан метод оценки расстояния до планетарных Т. г. и их линейного размера. Размеры планетарных Т. г. достигают 0,1—1 nc; масса газа в средней туманности — около 0,1 M. Существует связь между характером ядра и типом туманности: маленькие яркие планетарные Т. г. имеют ядра типа Вольфа — Райе, кольцеобразные — ядра с непрерывным спектром, большие неправильные туманности — обычные звёзды спектрального класса О. Это свидетельствует о том, что ядро существенно изменяется за характерное время эволюции планетарной Т. г., составляющее десятки тысяч лет. Согласно современной теории звёздной эволюции, образование планетарных Т. г. и их ядер есть закономерный процесс эволюции красных гигантов. На поздней стадии эволюции красный гигант сбрасывает наружные слои, образуя медленно расширяющуюся оболочку. «Обнажившаяся» горячая внутренняя часть звезды сжимается и превращается в маленькое плотное горячее ядро планетарной Т. г. На протяжении десятков и сотен тысяч лет ядро, постепенно остывая, превращается в обычный белый карлик, а планетарная Т. г. рассеивается в межзвёздной среде. Статистика и распределение в пространстве планетарных Т. г., красных гигантов и белых карликов в основном подтверждают приведённые представления об эволюции планетарных Т. г.