Планетарная туманность — это очень разреженная и очень протя­женная светящаяся газовая оболочка, окружающая горячую звез­ду и сформировавшаяся на поздней стадии эволюции этой звезды из ее вещества. Сама звезда, как правило, находится в центре туманности и видна как яркая точка; ее называют ядром туманности. Свое название «планетарные» туманности получили по причине их внешнего сходства с изображениями далеких планет, светлые диски которых отличаются от точечных изображений звезд. В настоящее время в нашей Галактике известно свыше 2000 планетарных туманно­стей. В других галактиках они также открыты, но внегалактические планетарные туманности, в отличие от близких к нам, выглядят как звезды, поскольку их угловые размеры очень малы. Они открыты в Большом и Малом Магеллановых Облаках, в Туманности Андромеды, в других членах Местной группы галактик, а также в галактиках скоп­ления в Деве и в еще более далеких.

Планетарные туманности — сравнительно тусклые объекты, поэтому невооруженным глазом ни одна из них не видна. Впервые как объекты особого типа их описал Вильям Гершель в конце XVIII в. Но самые яр­кие и большие из них были занесены еще в каталог Мессье — это ту­манность Кольцо в Лире, Μ 27 в Лисичке, Μ 97 в Большой Медведице, Μ 76 в Персее. В каталоге NGC и его дополнении IC, содер­жащих более 12000 ярких объектов незвездного вида: галактик, звезд­ных скоплений, газовых туманностей, — содержатся 123 планетарные туманности, открытые к концу XIX в. Поиски планетарных туманно­стей в нашей Галактике были продолжены в XX в. при помощи широкоугольных снимков неба с объективной призмой и по картам Паломарского атласа. Этой работой активно занимались Рудольф Минковский, Гильермо Аро, Карл Хенайз, Джордж Абель, Любош Перек, Любош Когоутек и многие другие астро­номы, имена которых оста­лись в названиях открытых ими объектов. Так, Μ1-2 обозначает туманность 2 из первого списка откры­тий Рудольфа Минковского (1895-1976), He 3-401 — это объект из третьего каталога Карла Хенайза (К. G. Henize), и т.п.

Рис. 1. Планетарная туманность Abell 39 в
созвездии Геркулеса. Ее диаметр около 2 пк,
а расстояние от Солнца около 2 кпк. В центре
туманности отчетливо виден остаток звезды
(яркая точка), сбросившей с себя несколько
тысячелетий назад эту чрезвычайно
симметричную (вероятно, сферическую)
оболочку.

В XX в. три первых ката­лога планетарных туманно­стей Галактики были состав­лены известным московским астрономом Б.А. Воронцо­вым-Вельяминовым. Его по­следний каталог, изданный в 1962 г., содержал уже свыше 500 туманностей. Во второй половине XX в. поиски ту­манностей продолжались ин­тенсивно в связи с выполне­нием больших обзоров неба как в оптической, так и в инфракрасной области спектра. В результа­те астрономы получили в свое распоряжение в 1967 г. каталог Перека и Когоутека (1036 объектов), а в 1992 г. — «Страсбурский каталог га­лактических планетарных туманностей», составленный под руковод­ством А. Акер и содержащий 1143 надежных и вероятных, а также 347 возможных туманностей. В 2000 г. был издан каталог Когоутека (1513 туманностей), а в начале XXI в. поиск новых планетарных туманно­стей в направлении галактического центра добавил еще 550 объек­тов. В этих каталогах, помимо основных наблюдательных данных о ка­ждой туманности, содержатся все библиографические ссылки на ста­тьи, посвященные исследованиям данного объекта. Саймон Джеффери опубликовал каталог с данными о центральных звездах — «яд­рах» планетарных туманностей (Jeffery С. S. etal., 1996).

По разным оценкам, в Галактике насчитывается от 8000 до 40000 планетарных туманностей. Наиболее вероятную на сегодняшний день оценку в 35000 получили недавно А. Акер и А. Пейо. Неполнота наших знаний связана с наличием сильного межзвездного поглоще­ния вблизи галактической плоскости, скрывающего объекты на боль­ших расстояниях от Солнца, а также с тем фактом, что очень старые планетарные туманности трудно обнаруживаются вследствие их низ­кой поверхностной яркости.

За некоторыми туманностями по традиции закрепились собствен­ные имена, например Гантель (М 27), Сова (М 97), Кошачий Глаз (NGC 6543), Эскимос (он же Клоун, NGC 2392) и др. Если планетарная туманность отсутствует в каталоге NGC, то ее обозначение, как правило, содержит сокращенное имя автора ее от­крытия и номер по его списку. Многие туманности имеют несколько разных обозначений по каталогам, содержащим различные характери­стики астрономических объектов. Международный астрономический союз принял решение для унификации названий всех незвездных объ­ектов использовать обозначение объекта по его галактическим коор­динатам — долготе и широте. Например, туманность Кольцо в Лире обозначается как PNG063.1+13.9 (где PN — от «planetarynebula», aG — от «galactic»).

Шкала расстояний до планетарных туманностей

Основные этапы формирования и эволюции планетарных туманно­стей сейчас представляются нам в целом понятными. А вот определе­ние расстояний до этих туманностей в пределах Галактики остается непростой задачей. До сих пор расстояния до большинства из них мы знаем с точностью не лучше ×÷2.

Рис. 2. Планетарная туманность низкого
возбуждения IC 418.

Для 24 туманностей уже измерены тригонометрические параллак­сы их центральных звезд, однако ошибки измерения превышают 8 миллисекунд дуги, что делает эти расстояния слишком неопределен­ными (за исключением одной туманности - NGC 7293). В 1987 г. Хью Харрис и др. начали в Морской обсерватории США новую программу определения тригонометрических параллаксов ядер планетарных ту­манностей. Уже получены параллаксы 16 центральных звезд с точно­стью 0,4 миллисекунды дуги, что позволило оценить расстояния до 12 туманностей с ошибкой менее 20%.

Некоторые центральные звезды туманностей являются членами двойных систем, для вторых (нормальных) компонентов которых оп­ределены спектроскопические параллаксы (вид спектра позволяет оп­ределить положение звезды на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, а значит, ее светимость). Но таких объектов всего 7.

Более надежным, чем другие, считается метод определения инди­видуальных расстояний путем сравнения скорости углового расшире­ния туманности со скоростью ее расширения вдоль луча зрения, опре­деленной по Доплер-эффекту. Обычно в спектре полупрозрачной ту­манности видны линии как ближней, так и дальней ее стороны. Если предположить, что туманность расширяется симметрично, то раз­ность лучевых скоростей ближней и дальней ее сторон составляет уд­военную скорость расширения туманности, откуда легко найти рас­стояние (D):

D = 211(пк)·V/θ,

где V — линейная скорость расширения, км/с, θ — угловая скорость расширения (миллисекунды дуги/год).

Этим способом в 1960-е гг. Вильям Лиллер нашел расстояния до 5 туманностей. Позже измерения изображений туманностей в радио­диапазоне с помощью Большой антенной решетки (VLA) позволили до­полнить или уточнить расстояния до 14 туманностей по скорости их уг­лового расширения. Преимущество интерферометрических наблюде­ний в радиодиапазоне по сравнению с измерением оптических сним­ков состоит в возможности всего за несколько лет определять скорость расширения, составляющую всего 1-2 миллисекунды дуги в год. Зная угловую скорость расширения туманности, легко оценить ее возраст: для 10 измеренных туманностей он составил от 800 до 3000 лет.

Всеми указанными выше методами удалось более или менее на­дежно измерить расстояния всего до полусотни планетарных туман­ностей.

На практике наиболее употребительными являются статистиче­ские способы определения расстояний, основанные на некоторых об­щих допущениях, таких, например, как равенство масс всех планетар­ных туманностей (широко известный метод Шкловского, предложен­ный в 1956 г.). Их основной недостаток состоит в том, что они могут дать значительную ошибку, когда применяются к индивидуальным объектам. Тем не менее при статистических исследованиях туманно­стей в Галактике метод Шкловского в разных его модификациях явля­ется общепринятым. Остановимся подробнее на его принципах.

Основное допущение метода — массы всех планетарных туманно­стей одинаковы (обычно их полагают равными 0,2 массы Солнца). По­скольку светимость прозрачного газового облака зависит от его темпе­ратуры, массы и плотности, то при известной массе и температуре (ко­торая определяется по спектру) можно вычислить светимость как функцию размера туманности, а измерив ее угловой размер и поток излучения у Земли, определить расстояние. Исходя из этого, получена формула определения расстояния по угловому диаметру туманности и потоку излучения в линии Hβ:

D = 22,8 пк(Μ/Μ_ʘ)^2/5T^-0,18F (Hβ)^-1/5α^-3/5,

где Μ — масса туманности, M_ʘ — масса Солнца, T — электронная тем­пература газа в единицах 10000 K, α — угловой радиус в секундах ду­ги, F(Hβ) — поток излучения в линии Ηβ у Земли в единицах 10^-11эрг/(см²·с).

Метод Шкловского имеет множество модификаций, позволяющих использовать вместо потока в Ηβ плотность потока излучения в ра­диодиапазоне на разных частотах или другие комбинации парамет­ров туманностей. Однако метод Шкловского некорректен для туман­ностей, являющихся оптически толстыми для излучения за пределом серии Лаймана (λ < 912 Ǻ), так как в этом случае туманность не явля­ется полностью прозрачной. Для таких туманностей довольно долго использовался метод Б. А. Воронцова-Вельяминова, предложенный им в 1934 г. В его основе лежит предположение об одинаковой свети­мости всех оптически толстых туманностей, на что указывает связь между их поверхностной яркостью и угловым размером. Этот метод позволяет определять расстояние до туманности по ее видимой звезд­ной величине, разумеется, с учетом межзвездного поглощения. Однако вопрос об оптической толще для каждой отдельной планетарной туманности остается, да и разброс светимостей этих туманностей, как показывают наблюдения в Магеллановых Облаках, весьма велик. За последнее десятилетие, в дополнение более чем к десятку уже имеющихся, появилось б новых шкал расстояний, основанных на но­вых наблюдательных данных о планетарных туманностях. Все они ис­пользуют калибровку шкалы по туманностям с индивидуальными оп­ределениями расстояний, но существенного прогресса в точности по­ка не намечается. Об этом свидетельствует сравнение расстояний до наиболее известных туманностей, полученных в последних работах (табл. 1).

Таблица 1. Расстояние до некоторых планетарных туманностей

Одна из последних статистических шкал расстояний была по­строена Дэйвидом Фреем, который, используя новые определения по­верхностной яркости туманностей в линии Hα, получил соотношение между поверхностной яркостью и радиусом, охватывающее 8 поряд­ков величины по яркости. Этому соотношению удовлетворяют все планетарные туманности независимо от их морфологии. Фрей счита­ет, что это соотношение позволит измерить расстояния до ближай­ших объектов с точностью около 30%.

Распределение планетарных туманностей в пространстве

Рис. 3. Биполярная планетарная туманность
He 3-401.

Вследствие неопределенности расстояний до планетарных туманно­стей в Галактике их распределение в пространстве известно хуже, чем распределение других астрономических объектов. Но для статистиче­ского изучения это не очень существенно. Давно известно, что галак­тические планетарные туманности относятся к объектам диска. В ок­рестности Солнца на больших расстояниях от галактической плоскости их обнаружено очень мало — всего около 10. Их называют «туман­ностями гало». Много планетарных туманностей видно в направле­нии центра Галактики: до 2003 г. их было известно около 400, а затем было открыто еще более 500. Подавляющее их большинство является населением балджа Галактики.

По мере изучения морфологии планетарных туманностей выясни­лось, что имеется по крайней мере три их типа и что они по-разному распределены в Галактике. Биполярные туманности в среднем лежат ближе к галактической плоскости, чем сферические, и это распределе­ние, по-видимому, отражает историю их формирования. Об этом подробнее будет рассказано в следующих разделах.

Исследование планетарных туманностей в соседних галактиках, в частности в Большом Магеллановом Облаке, где проблема расстоя­ний не актуальна, показало наличие по крайней мере двух типов их населения.

Морфология туманностей

Планетарная туманность — это, в первом приближении, ионизован­ная газовая оболочка, окружающая горячую звезду (ядро), находя­щуюся в ее центре и возбуждающую ее свечение. Внешние области оболочки могут содержать нейтральный газ и пыль.

Рис. 4. Планетарная туманность NGC 7027 —
типичный пример квадриупольной туманности.

Весьма разнообразны формы планетарных туманностей. Большой вклад в исследование их морфологии внесли наблюдения космическо­го телескопа «Хаббл». В результате этой работы в интернете представ­лены цветные атласы наиболее интересных форм, существующих в мире этих туманностей. Высокое угловое разрешение телескопа «Хаббл» позволило выявить внутреннюю структуру туманностей, ко­торая с Земли была совершенно неразличима. Причудливые внутрен­ние пересекающиеся кольца, симметричные относительно центра «пу­зыри», вложенные друг в друга оболочки с четкими границами — все эти детали показали сложную картину формирования туманности на очень ранних стадиях. Как правило, детали туманности обладают осе­вой симметрией.

Важнейшие особенности, общие для морфологии всех планетар­ных туманностей, состоят в следующем:

• в первом приближении туманность симметрична и имеет фор­му эллипса;
• максимум яркости достигается в двух точках, симметричных от­носительно центральной звезды;
• в центре туманности яркость обычно ниже, хотя и не всегда.

X. Шварц, Р. Корради и Дж. Мельник опубликовали в 1992 г. ката­лог изображений 255 планетарных туманностей, полученных в раз­ных линиях излучения с помощью 3,5-метрового телескопа NTT Евро­пейской южной обсерватории в Чили. Они использовали эти изобра­жения, чтобы усовершенствовать прежнюю морфологическую класси­фикацию форм, и предложили ввести 5 типов для описания структу­ры планетарных туманностей:

1. круглые (R), не имеющие видимых отклонений от симметрии (см. рис. 1);
2. эллиптические (Е), имеющие две оси симметрии, но не имею­щие центральной перемычки (см. рис. 2);
3. биполярные (В) с двумя осями симметрии, с перемычкой в цен­тре и «лопастями» (рис. 3);
4. квадрупольные (Q), имеющие две пары лопастей, ориентирован­ных в разных направлениях (рис. 4);
5. с точечной симметрией (Р), у которых компоненты структуры зеркально симметричны относительно центра (рис. 5).

В дополнение к этой классификации вводится описание отдель­ных структур: колец, кратных оболочек, гало.

Рис. 5. Планетарная туманность
NGC 6751 с точечной симметрией.

Половина всех объектов каталога Шварца и др. имеет эллиптиче­скую форму, за ними по численности следуют круглые (23%) и бипо­лярные (14%) объекты. Туманности четвертого (Q) и пятого (Р) клас­сов вместе составляют лишь 7% среди классифицированных. Средняя галактическая широта максимальна для круглых туманностей: она равна |b|=13°; эллиптические имеют среднее |b|=7°, остальные типы практически все расположены в галактической плоскости.

В качестве простейшей модели для формы планетарной туманно­сти предлагается тороид или полый цилиндр. Наблюдая его под раз­ными углами, можно в первом приближении объяснить распределе­ние яркости в большинстве туманностей.

В 1918 г. У. Кемпбелл и Дж. Мур открыли расширение планетар­ных туманностей. Выяснилось, что все они расширяются со скоростями от 5 до 50 км/с (имеется в ви­ду скорость увеличения радиу­са), а средняя скорость расшире­ния составляет 25 км/с. По мере расширения плотность вещест­ва в них падает, и через 20-30 тыс. лет, когда средняя плот­ность внутри туманности срав­нивается с плотностью окру­жающей межзвездной среды, ту­манность перестает существо­вать. Структура туманности за период ее жизни меняется, так как разные ее части расширяют­ся с разными скоростями.

Рис. 6. Планетарная туманность
NGC 6543, удаленная от Солнца почти на
1 кпк. Имеет в целом симметричную, но
очень замысловатую форму. В центре
ясно виден молодой белый карлик. Здесь
показана внутренняя, более яркая и
плотная часть туманности, обычно
называемая "Кошачий глаз". Она была
сброшена звездой около 10 тыс. лет
назад. Но за 40-80 тыс. лет до этого
звезда уже активно сбрасывала
разреженный газ, окружающий сейчас
туманность в виде протяженной
"лохматой" оболочки — гало.

Изображения некоторых туманностей при длительных экспозици­ях оказываются гораздо большего размера, чем при коротких, однако яркость внешних частей всегда существенно ниже, чем внутренних. Впечатляющий пример — изображения туманности NGC 6543, полу­ченные с разной степенью проработки внешних частей (рис. 6 и 7). В настоящее время эти протяженные внешние оболочки (их на­зывают «гало») рассматриваются как результат эволюции звезды еще до образования туманности: они формируются из сильного звездно­го ветра красного гиганта — предшественника планетарной туманно­сти.

Наблюдения с помощью телескопа «Хаббл» выявили новые особен­ности структуры гало — концентрические кольца, вложенные друг в друга и имеющие разную поверхностную яркость (рис. 6). Они из­вестны сейчас у 11 планетарных туманностей. Предполагается, что кольца сформировались в конце стадии асимптотической ветви гиган­тов при модуляциях скорости потери массы красным гигантом — пред­шественником планетарной туманности. Продолжительность этой фа­зы эволюции звезды-гиганта оценивается в 10-20 тысяч лет.

Многие планетарные туманности имеют крайне малые угловые размеры и на первый взгляд неотличимы от звезд. Поэтому их морфо­логию предполагают исследовать в будущем с помощью космических телескопов, дающих высокое угловое разрешение, недостижимое на Земле.

Спектры планетарных туманностей

Спектры планетарных туманностей сильно отличаются от спектров звезд: в то время как в спектрах большинства звезд наблюдаются только линии поглощения, в спектрах туманностей присутствуют многочисленные линии излучения, принадлежащие разным химиче­ским элементам в разных стадиях ионизации. Наиболее яркими в оп­тическом диапазоне являются линии водорода с длинами волн 6563Ǻ (Hα), 4861Ǻ (Hβ), 4340Ǻ (Ηγ) и запрещенные линии кислорода: однаж­ды ионизованного — дублет [О II] 3727-3729Ǻ и дважды ионизованно­го — пресловутого «небулия» [О III] 5007, 4959Ǻ.

Рис. 7. На этом составном снимке
туманности NGC 6543, полученном в
линиях излучения азота и кислорода,
яркость центральной части туманности
значительно ослаблена для ее
сопоставления с наружной, существенно
менее яркой, но протяженной оболочкой.

Напомним, что свое название «небулий» получил в конце XIX в., когда астрономы впервые встретили в спектре астрономического объекта — туманности (nebula) — линии химического элемента, неиз­вестного, как им казалось, на Земле. Позже выяснилось, что эти ли­нии в основном принадлежат дважды ионизованному кислороду, а также азоту. Ответственные за излучение этих линий переходы элек­тронов в атомах имеют крайне низкую вероятность, за что спектро­скописты называют их «запрещенными». В условиях земной лабора­тории невозможно добиться такой низкой плотности газа, как в космосе; в лаборатории возбужденные атомы часто сталкиваются друг с другом и «разряжаются» без излучения. Поэтому в лабораторных спектрах кислорода и азота запрещенные линии отсутствуют. И толь­ко в крайне разреженном космическом газе, где атомы сталкиваются редко, у возбужденных атомов есть шанс дождаться запрещенного перехода.

Отношение интенсивностей линий 5007 и 4861Ǻ служит основ­ным критерием для классификации звездообразных объектов как планетарных туманностей. От звезд с эмиссионным спектром (указы­вающим на протяженную атмосферу) планетарные туманности отли­чаются низкой плотностью, на что указывает наличие в их спектре за­прещенных линий. А от эмиссионных туманностей (области ионизо­ванного водорода — зоны HII) планетарные туманности отличаются высокой степенью возбуждения газа под действием ультрафиолетово­го (УФ) потока от центральной звезды.

Химические элементы, представленные в спектрах планетарных туманностей, помимо водорода, — это ионизованный и нейтральный гелий, углерод, азот, кислород, аргон, неон, хлор, сера, магний, ксенон и ряд других в различных стадиях ионизации — всего открыто 30 эле­ментов. Довольно сильные запрещенные линии дают аргон и неон в высоких стадиях ионизации. В инфракрасной (ИК) области спектра «светят» водородные линии серии Пашена и разрешенные и запрещен­ные линии многих элементов. В далекой УФ-области, не наблюдае­мой с Земли (в диапазоне от 1200 до 3000Ǻ), присутствуют многочис­ленные линии гелия, углерода, кислорода и т. д., некоторые из них яв­ляются запрещенными. Первый большой вклад в исследование ульт­рафиолетовой области спектра планетарных туманностей внесли на­блюдения со спутника IUE (InternationalUltravioletExplorer), работав­шего на околоземной орбите с 1978 по 1994 г.

В ИК-области спектра планетарных туманностей было обнаруже­но излучение молекул СО, ОН, СН⁺, Н₂, HCN и др., в частности, поли­циклических ароматических углеводородов, связанных с пылью, нахо­дящейся обычно на периферии туманности.

Непрерывный спектр планетарных туманностей, или, как его час­то называют, небулярный континуум, состоит из континуума водородно-гелиевого газа (это излучение за границами серий атомов H и He, возникающее при рекомбинациях), излучения свободных электронов, движущихся в электростатическом поле ионов (так называемые сво­бодно-свободные переходы), а также из двухфотонного излучения во­дорода. Наблюдаемый в оптическом диапазоне непрерывный спектр туманности в сравнении с эмиссионными линиями весьма слаб и в среднем составляет менее 1% от излучения в линии Hβ.

В радиодиапазоне поток излучения от туманности обнаруживает­ся на частотах более 3 ГГц. Проведенные в последние десятилетия об­зоры туманностей в радиодиапазоне позволили не только измерить потоки излучения, но и получить детальные изображения туманно­стей на разных частотах, что существенно дополнило наши представ­ления об их природе.

Инфракрасное излучение планетарных туманностей похоже на из­лучение нагретой межзвездной пыли. Спутник IRAS, получивший в 1983 г. первый ИК-обзор неба в полосах 12,25,60 и 100 мкм, обнаружил это излучение у многих туманностей. В 1995-1998 гг. «Инфракрасная космическая обсерватория» (ISO) более подробно исследовала спектры отдельных туманностей в диапазоне от 3 до 200 мкм и обнаружила мно­гие линии излучения как ионизованных атомов, так и молекул.

Существует два основных механизма излучения:

1. излучение в разрешенных линиях, для которых правила кванто­вой механики дают высокую вероятность переходов;
2. излучение в запрещенных линиях.

Горячая звезда — ядро туманности — излучает свою энергию пре­имущественно в УФ-диапазоне с длиной волны короче 1000Ǻ. Кванты с длиной волны менее 912Ǻ вызывают ионизацию водорода в туман­ности, причем ионизация происходит с нижнего энергетического уровня атома водорода, так как его степень возбуждения крайне ма­ла. Через некоторое время свободный электрон возвращается в атом, происходит рекомбинация, причем в условиях низкой плотности из­лучения и вещества рекомбинация обычно происходит каскадом: с верхних уровней электрон последовательно опускается до первого уровня. При этом происходит излучение квантов в линиях всех серий водорода — пашеновской, бальмеровской и др., а также кванта Lα — 1216Ǻ (переход с первого возбужденного на основной, нижний уро­вень). Так как энергия бальмеровских квантов больше пашеновских, линии серии Бальмера оказываются наиболее интенсивными.

Все фотоны в водородных линиях, за исключением квантов Lα, сво­бодно выходят из туманности и попадают к наблюдателю, тогда как излучение в линии Lα поглощается ближайшими атомами водорода и переизлучается. Происходит диффузия квантов серии Лаймана в туманности. Квант, добравшийся до внешней границы туманности, поки­дает ее и может нагревать расположенную снаружи пыль, дающую из­лучение в инфракрасном диапазоне. Подобным образом возникает из­лучение в разрешенных эмиссионных линиях всех других элементов. Этот механизм излучения называется рекомбинационным.

Запрещенные линии возникают по-другому. Характерной особен­ностью запрещенных переходов является то, что ближайший к основ­ному возбужденный уровень запрещенного перехода расположен очень близко к основному, и небольшой энергии электрона достаточ­но, чтобы при его неупругом столкновении с ионом возбудить верх­ний уровень. Время жизни на этом уровне сравнительно велико, и его населенность может стать достаточной, чтобы создать интенсивную эмиссионную линию. Энергия электронов после ионизации водорода существенно превышает требуемую энергию возбуждения запрещен­ной линии, поэтому ее хватает для того, чтобы в спектре наблюда­лись достаточно сильные запрещенные линии [OIII], [OII], [NeIII], [NeV]. Этот механизм называется столкновительным.

Кроме этих двух основных механизмов, некоторые линии в туман­ностях образуются путем резонансной флуоресценции. Так, линии OIII 3133 и 3444Ǻ возбуждаются вследствие совпадения длин волн кванта Lα ионизованного гелия и кванта, возбуждающего верхний уровень иона OIII, с которого эти линии возникают.

Спектры планетарных туманностей существенно различаются в зависимости от условий возбуждения, которые, в свою очередь, зави­сят от температуры центральной звезды, а также от плотности и элек­тронной температуры газа. Туманности низкого возбуждения, такие как NGC 40, имеют сильные линии излучения [О II] и слабые линии [О III]. Туманности высокого возбуждения (NGC 7027, NGC 7662) отли­чаются интенсивными линиями [О III] и присутствием линий ионизо­ванного гелия: самой сильной из них в оптическом диапазоне спек­тра является линия 4686Ǻ, а в УФ - линия 1640Ǻ.

Условно все планетарные туманности разделяются по степени воз­буждения эмиссионного спектра на 10 классов, а критериями степени возбуждения служат отношение интенсивностей линий [О III] 5007Ǻ к Ηβ 4861Ǻ для первых 5 классов и отношение интенсивностей линий HeII 4686Ǻ к Ηβ для следующих классов.

В туманностях наиболее высокого возбуждения (NGC 6818) наблю­дается очень яркая линия [NeV] 3426Ǻ. Присутствуют также линии излучения высокоионизованных железа, кальция и других химиче­ских элементов.

Температура, плотность и химический состав планетарных туманностей

Измерение интенсивности эмиссионных линий в спектрах планетар­ных туманностей позволяет определять их физические параметры, хи­мический состав, а также температуру центральной звезды.

Электронная плотность туманностей по причине высокой степени ио­низации характеризует полную плотность вещества, а не только плот­ность в нем свободных электронов. Она определяется по линиям-дуб­летам, отношение интенсивностей которых в основном является функ­цией плотности. К таким дублетам относятся 3726-3729 [OII], 6717-6731 [SII], 5518-5538 [ClIII], 1907-1909 [CIII], 4711-4740 [ArIV], 5631-5677 [FeVI] и др. Разные ионы, однако, излучают на разных рас­стояниях от центральной звезды (это явление называется стратифика­цией излучений), поэтому определение плотности по данному дубле­ту характеризует ту зону туманности, где он излучается. Чем больше степень ионизации атома, тем ближе к звезде он «светит». Поэтому оценки плотности туманности в разных зонах могут заметно разли­чаться, так как плотность туманности падает к периферии. Имеющие­ся данные о средних электронных плотностях (N_e)планетарных туман­ностей лежат в диапазоне от 10² см^-3 для самых разреженных старых объектов до 10⁵ см^-3 для молодых и компактных. Внутри одной туман­ности плотность может меняться от центра к краю на 1-2 порядка.

Рис. 8. Планетарная туманность "Улитка"
(NGC 7293), удаленная от нас примерно на
200 пк. Ее поперечник около 0,8 пк. Форма,
по-видимому, кольцеобразная, а не сферическая.
Отчетливо видна неоднородность туманности:
вероятно, оболочка сбрасывалась в несколько
этапов. Это инфракрасное изображение в
диапазоне 4-24 мкм, полученное космическим
телескопом "Спитцер". На нем отчетливо
выделяются кометообразные уплотнения, а
также светится околозвездный пылевой диск
радиусом от 35 до 150 а.е. Эта пыль могла
появиться уже после расширения газовой
оболочки. Ее происхождение связывают с
соударениями комет и астероидов, сошедших
со своих стабильных орбит.

Из-за волокнистой структуры многих туманностей плотность в от­дельных деталях может значительно отличаться от средней по туман­ности. Так, в известной туманности NGC 7293 в созвездии Водолея (рис. 8) вдоль внутреннего края кольца наблюдается огромное число мелких конденсаций, имеющих форму головы кометы. Газ внутри этих структур в основном нейтрален и имеет очень большую плот­ность, порядка 10⁶ см^-3. У каждой конденсации ионизована только та ее часть, которая обращена к звезде. Средняя плотность всей туман­ности довольно низка - около 500 электронов в 1 см³. Таким образом, флуктуации плотности в туманностях усложняют определение элек­тронной температуры, массы и химического состава вещества.

Электронная температура туманности есть характеристика средней энергии свободных электронов. Ее определяют по линиям [О III], [О II] и другим запрещенным, по распределению энергии в бальмеровском континууме туманности, по величине бальмеровского скачка. На практике широко распространено одновременное определение темпе­ратуры и плотности методом пересечения на плоскости (lgN_e, lgT_e) вычисленных кривых, соответствующих наблюдаемой относительной интенсивности данной линии. Этим методом удается получить пара­метры разных зон излучения в туманности, что крайне важно при по­строении моделей и определении химического состава.

Электронная температура планетарных туманностей лежит в диа­пазоне от 8000 до почти 17000 K; в среднем она близка к 12000 K. Тем­пература туманности всегда существенно ниже температуры возбуждающей ее звезды, так как свободные электроны тратят значитель­ную часть своей энергии на возбуждение запрещенных линий: излуче­ние в этих линиях служит охлаждающим фактором туманности, и чем они сильнее и многочисленнее, тем ниже температура электрон­ного газа. Электронная температура существенно зависит от иона, по которому она определяется. Так, по линиям «небулия» температура всегда выше, чем по линиям [OII] или [NII]. Это отражает явление стратификации излучений в туманности. Большинство сильно иони­зованных атомов светят ближе к звезде, чем менее ионизованные.

Следует отметить, что в самые последние годы вопрос об элек­тронной температуре планетарных туманностей неожиданно обост­рился в связи с работами ряда авторов, обнаруживших, что темпера­тура, полученная по рекомбинационным линиям ионизованных эле­ментов: кислорода, углерода, азота и неона, — оказалась крайне низ­кой, порядка 1000-3000 K. Линии, по которым эта температура была найдена, прежде не использовались из-за их слабости. Причина расхо­ждения новых значений с оценками температуры по запрещенным ли­ниям пока до конца не ясна. Высказывалось предположение, что флуктуации электронной температуры в туманности могут объяс­нить ряд расхождений, однако до сих пор проблема температуры не решена. Это, в свою очередь, внесло большую неопределенность в из­мерение химического состава планетарных туманностей — раздел аст­рофизики, который еще недавно считался вполне надежным.

Химический состав

Химический состав планетарных туманностей отражает состав внеш­ней оболочки проэволюционировавшей звезды-гиганта, из которой она образовалась. Определение химического состава туманности ос­ложняется двумя основными моментами: необходимо знать распреде­ление атомов по различным стадиям ионизации, чтобы найти полное содержание данного элемента, и нужно учитывать флуктуации плот­ности и температуры, связанные со стратификацией и волокнистой структурой туманности.

В 1977 г. М. Пеймберт разделил все планетарные туманности с из­вестным в то время химическим составом на 5 типов.

К типу I он отнес объекты с повышенным содержанием гелия (от­ношение по числу атомов гелия к водороду N_He/N_H > 0,14) и азота. Позже выяснилось, что большинство из них — биполярные. Их кине­матические свойства и распределение в пространстве позволяют от­нести их к галактическому населению I типа. Они образуются от более массивных звезд-предшественников и сами, возможно, более мас­сивны, чем средняя планетарная туманность.

К типу II Пеймберт отнес туманности диска, представляющие объ­екты промежуточного типа населения Галактики. Этих туманностей большинство в окрестностях Солнца. Их химический состав подобен солнечному, за исключением повышенного содержания азота.

К типу III были причислены туманности, имеющие большие скоро­сти движения в пространстве, но не принадлежащие к гало Галактики. Содержание He, С, N, О и Ne в этой группе также подобно солнечному.

Тип IV объединяет немногочисленные туманности гало, которых в работе Пеймберта оказалось всего три. В них было отмечено низкое содержание кислорода, неона и азота (почти на порядок меньше сол­нечного), а также небольшой дефицит содержания гелия относитель­но туманностей других типов.

Пеймберт отметил также наличие градиента химического состава в Галактике по планетарным туманностям. В окрестности Солнца со­держание в них He, О и N изменяется в направлении центра Галакти­ки так же, как в областях HII.

В настоящее время насчитывается примерно 350 определений хи­мического состава для более чем 250 туманностей галактического балджа и примерно столько же — для более чем 200 туманностей, принадлежащих населению диска Галактики. Наиболее точно в ту­манностях определяется содержание гелия. В туманностях балджа, согласно целому ряду работ, выполненных в 1997-2007 гг., среднее от­ношение содержания гелия к водороду по числу атомов составляет 12% (или 11,06 в шкале, принятой в астрономии и представляющей со­держание любого элемента как логарифм отношения числа атомов этого элемента к числу водородных атомов +12), тогда как на Солнце оно равно всего 8% (т.е. 10,90 по астрономической шкале). Туманно­сти диска имеют чуть меньше гелия в своих оболочках — 10% (или 11,02).

Содержание углерода долгое время оставалось неопределенным из-за того, что в оптическом диапазоне лишь одна линия CII 4267Ǻ использовалась для его оценки, и по этой линии получалось очень большое содержание углерода. С появлением космических телеско­пов, позволивших изучать УФ-спектры туманностей, содержание угле­рода стало известно более надежно: в среднем для всех туманностей оно составляет 5×10^-4 от содержания водорода (8,7 в шкале, где для водорода принято 12,00), практически как на Солнце. Различие в со­держании углерода в туманностях диска и балджа невелико, но все же в последних его несколько больше. Кислород в туманностях балджа содержится в таком же количестве, как на Солнце, тогда как в ту­манностях диска его, по-видимому, чуть меньше.

Что касается азота, то во всех туманностях его значительно боль­ше, чем на Солнце, а именно, планетарные туманности балджа имеют в среднем относительное содержание 8,4, диска — 8,3, а Солнца — 7,83. Содержание неона в туманностях (8,05) также превышает солнечное (7,87). Все эти элементы, за исключением кислорода, образуются при ядерных реакциях в звездах-предшественниках. Конвекция выносит эти элементы к поверхности. Обогащение гелием происходит после выгорания гелия в звездном ядре, когда звезда становится красным гигантом. В начале стадии AGB (AsymptoticGiantBranch — асимптоти­ческая ветвь гигантов) у звезд массой > 3 Μ_ʘ происходит увеличение содержания гелия и азота. На стадии тепловых импульсов на AGB по­сле каждой гелиевой вспышки на поверхность звезды выносятся ге­лий, углерод и элементы s-процесса (т. е. возникшие в термоядерных реакциях в ходе медленного захвата нейтронов). Другие элементы, та­кие как S, Ar, Cl, Mg, Ca, не изменяются в процессе эволюции и отража­ют химический состав той среды, в которой звезда образовалась. Это хорошо иллюстрирует табл. 2, в которой сравнивается содержание серы, хлора, аргона, калия, кальция и магния.

Таблица 2. Содержание химических элементов в планетарных туманностях и на Солнце

Различие химического состава между Солнцем и планетарными ту­манностями объясняется тем, что туманности — проэволюционировавшие объекты, в которых в результате ряда реакций нуклеосинтеза образовались новые химические элементы, а химический состав Солн­ца отражает лишь состав протозвездного облака, из которого оно воз­никло. Различие химического состава туманностей диска и балджа Га­лактики свидетельствует о том, что их предшественники, звезды-ги­ганты, были различны по массе и формировались в различной среде. Высокое содержание элементов тяжелее гелия в планетарных туман­ностях балджа указывает, скорее всего, на тот факт, что металличность в балдже Галактики выше, чем в окрестностях Солнца.

В конце 1990-х гг. на обсерватории Верхнего Прованса во Франции были выполнены наблюдения самой яркой планетарной туманности NGC 7027 с целью обнаружения химических элементов с атомным ве­сом более Ζ = 30. Поиски велись в оптической области спектра. В ре­зультате достоверно были найдены линии, принадлежащие криптону, ксенону, брому, селену, рубидию, стронцию, барию и, возможно, свин­цу и иттрию. Оказалось, что содержание этих элементов в NGC 7027 по крайней мере в 10 раз больше, чем на Солнце. Все они синтезиру­ются при ядерных реакциях на стадии асимптотической ветви гиган­тов в звезде-предшественнице.

Недавно X. Динерстайн и Н. Стерлинг предприняли поиск селена и криптона в ИК-диапазоне у 114 туманностей. Запрещенные линии [KrIII] с длиной волны 2,199 мкм и [SeIV] 2,287 мкм были обнаружены в 65 туманностях. Анализ содержания этих элементов показал, что се­лен и криптон имеются в избытке по сравнению с Солнцем примерно у 40% туманностей, где эти линии были обнаружены. Интересно, что избытки содержания наблюдаются в туманностях с центральными звездами типа Вольфа—Райе. Отметим, что оба химических элемента принадлежат к группе s-элементов, причем избыток содержания криптона несколько больше, чем селена, что соответствует современ­ным моделям нуклеосинтеза в звездах.

В ближайших соседях нашей Галактики — Магеллановых Обла­ках — содержание тяжелых элементов в межзвездной среде значи­тельно ниже, чем у нас, поэтому многочисленные планетарные туман­ности Магеллановых Облаков имеют в своих оболочках меньше ки­слорода, углерода, неона.

В дисках спиральных галактик, к которым относится и наша звезд­ная система, наблюдается радиальный градиент химического состава, выраженный как изменение относительного содержания кислорода, азота и серы с расстоянием от центра галактики. Новые определения химического состава планетарных туманностей, расположенных на разных расстояниях от центра Галактики, подтвердили радиальный градиент, найденный по областям HII. В 1980-х гг. было установлено, что радиальный градиент наблюдается по содержанию кислорода, се­ры, неона и аргона. Позже было показано, что все планетарные туман­ности с удалением от центра Галактики содержат все меньше O, S, Ne, Ar, Cl. Эти элементы не рождаются в процессе нуклеосинтеза в звез­дах-предшественниках, в отличие от гелия, азота и углерода, поэтому их содержание отражает изменение химического состава межзвезд­ной среды, из которой формируются звезды.

Источники

См. также