Курс теоретической астрофизики

Интересно отметить, что в туманностях, обладающих зонами 𝙷 II и 𝙷 I, световое давление в линии L_α достигает максимума в переходной области между этими зонами. Как показывают вычисления, в тех случаях, когда масса зоны 𝙷 I сравнительно невелика, световое давление может даже вызвать движение этой зоны относительно зоны 𝙷 II. Таким путём, по мнению Г. А. Гурзадяна [2], образуются планетарные туманности, состоящие из двух оболочек.

Тот факт, что давление излучения в линии L_α может создать заметные относительные движения в туманностях, объясняется как большим числом L_α-квантов в туманности, так и большой величиной коэффициента поглощения в линии L_α. Как мы знаем, некоторые эффекты, связанные с диффузией излучения (уход квантов в крылья линии, эффект Доплера, вызванный наличием градиента скорости), уменьшают давление L_α-излучения в туманностях, но оно все же остаётся значительным.

Кроме давления излучения в линии L_α, некоторую роль в туманностях играет также давление L_𝑐-излучения. Однако, в отличие от давления L_α-излучения, создающего относительные движения в туманности, давление излучения в лаймановском континууме вызывает ускоренное расширение всей туманности. Очевидно, что величина этого ускорения определяется уравнением

𝑀𝑤

=

𝐸_𝑐

𝑐

,

(27.79)

где 𝑀 — масса туманности и 𝐸_𝑐 — энергия, излучаемая звездой в лаймановском континууме за 1 с (или часть этой энергии, если оптическая толщина туманности за границей серии Лаймана не превосходит единицу). Величину 𝑤 можно легко оценить. Как мы знаем, масса планетарной туманности составляет приблизительно 0,01 𝑀_☉ а величина 𝐸_𝑐 должна быть порядка 10³⁶ эрг/с. Поэтому из формулы (27.79) находим, что под действием давления L_𝑐-излучения скорость расширения туманности должна возрастать примерно на 1 км/с за 1000 лет, т.е. на довольно заметную величину за время существования туманности. Можно считать, что такое заключение подтверждается наблюдательными данными, так как скорость расширения туманности 𝑣 оказывается в среднем тем больше, чем меньше значение коэффициента дилюции в туманности.

Наблюдаемое расширение планетарных туманностей делает очень вероятным предположение о возникновении туманности в результате сбрасывания звездой своих внешних слоёв. В качестве подтверждения этой гипотезы можно отметить тот факт, что масса туманности составляет лишь небольшую долю массы звезды. Однако сейчас мы не можем указать ту катастрофу со звездой, которая приводит к образованию планетарной туманности. Одно время думали, что туманности возникают при вспышках новых или сверхновых звёзд. Против этого говорит сопоставление скоростей расширения выброшенных оболочек (порядка 1000 км/с) со скоростями расширения туманностей (которые всего порядка 10 км/с). К тому же масса оболочки новой звезды оказывается гораздо меньше (примерно в 1000 раз) массы планетарной туманности. В связи с этим высказывались предположения, что планетарные туманности образуются при отрыве оболочки с небольшой скоростью от каких-либо неустойчивых звёзд (например, от красных сверхгигантов). Совершенно другая точка зрения состоит в том, что планетарная туманность возникает вместе со своим ядром из дозвёздного вещества (см. [2]).

Следует ещё отметить, что космогоническая роль планетарных туманностей, по-видимому, довольно велика. К настоящему времени обнаружено около 600 таких объектов, однако их общее число в Галактике, вероятно, не менее 10 000. По мере расширения туманности она перестаёт быть видимой и, как уже говорилось, средняя продолжительность существования туманности порядка 10 000 лет. Отсюда следует, что ежегодно в Галактике исчезает (т.е. делается ненаблюдаемой) в среднем одна туманность. Вместе с тем каждый год должна, очевидно, одна туманность возникать. А так как возраст нашей Галактики порядка 10¹⁰ лет, то всего в Галактике должно было возникнуть (а затем исчезнуть) примерно 10¹⁰ туманностей. Поэтому мы можем сделать вывод, что значительная часть звёзд была когда-то ядрами планетарных туманностей.

ЛИТЕРАТУРА К ГЛАВЕ V

Воронцов-Вельяминов Б. А. Газовые туманности и новые звёзды.— М.: Изд-во АН СССР, 1948.

Гурзадян Г. А. Планетарные туманности.— М.: Физматгиз, 1962.

Aller L., Liller W. Planetary Nebulae, 1968 (русский перевод: Аллер Л., Лиллер У. Планетарные туманности.— М.: Мир, 1971).

Соболев В. В. Физика планетарных туманностей.— В кн.: «Вопросы космогонии», т. VI.— М.: Изд-во АН СССР, 1958.

Мензел Д., Бэкер Д., Аллер Л., Шортли Д., Хэбб М., Гольдберг Л. Физические процессы в газовых туманностях.— М.: Изд-во иностр. лит., 1948.

Амбарцумян В. А. Научные труды, т. I.— Ереван: Изд-во АН АрмССР, 1960.

Киппер А. Я. Свечение газовых туманностей.— В кн.: «Вопросы космогонии», т. IV,— М.: Изд-во АН СССР, 1955.

Соболев В. В. Диффузия излучения в газе.— В кн.: «Теория звёздных спектров».— М.: Наука, 1966.

Иванов В. В. Перенос излучения и спектры небесных тел.— М.: Наука, 1969.

Никитин А. А., Рудзикас 3. Б. Основы теории спектров атомов и ионов.— М.: Наука, 1983.