Хромов Г.С. Планетарные туманности. – М.: Знание, 1975. – 64 с.

[:ua]Планетарні туманності[:ru]Планетарные туманности[:en]Planetary nebulas

[:ua]У глибини зоряного неба[:ru]В глубины звездного неба[:en]In the depths of the sky

Наверное, мало кто остается равнодушным, глядя на звездное небо в темную безлунную ночь. А если доба­вить еще немного воображения — представить, сколь да­леки от нас звезды, вообразить, что туманный пояс Млечного Пути — гигантский диск нашей Галактики, ес­ли дерзнуть осмыслить, что и сама Галактика — лишь ничтожно малая песчинка в холодном и воистину без­брежном океане Мироздания... Действительно, дав лю­дям звездное небо, Природа одарила нас самым вели­чественным из своих зрелищ. Тысячи поколений с изум­лением, а порою и с трепетом созерцали его.

При всем том звездное небо, каким оно видно нево­оруженным глазом, не столь уж балует нас разнообра­зием светил. Звезды, хоть они и красивы, все же лишь точки света на темном небосводе. Планеты, за исклю­чением ослепительной Венеры и сияющего ровным бе­ловатым блеском Юпитера, мало чем отличаются по ви­ду от звезд. Млечный Путь — слабая размытая полоса с едва намечающейся структурой. Ну, а Луна для нас— скорее деталь ночного пейзажа, чем небесное тело. Правда, время от времени на небе появляются еще при­чудливые кометы, но не столь уж часто и не на долго.

Странно представить это, но люди получили первые представления о всем удивительном разнообразии све­тящихся образований, которыми населено наше небо, лишь немногим более двух столетий назад. Конечно, всем известно, что уже первые наблюдения с самым примитивным телескопом позволили Галилею открыть и фазы Венеры, и горы на Луне. Он же заподозрил су­ществование кольца Сатурна и объявил, что Млечный Путь состоит из множества слабых звездочек. Но еще многие десятилетия понадобились для того, чтобы уяснить, что не только звезды и планеты населяют глубины космоса.

Первые открытия Галилея привлекли внимание не­многочисленных ученых того времени к новому научно­му прибору — телескопу. Естественным следствием этого было возрастание объема астрономических наблюдений. Новые открытия, хотя и не столь сенсационные, после­довали довольно скоро. В частности, наблюдатели ста­ли замечать на небе слабые туманные пятна неясных очертаний.

После того как это произошло, еще несколько деся­тилетий ученые были вынуждены заниматься почти чи­сто умозрительными рассуждениями о том, что же пред­ставляют собою слабые и размытые светящиеся пятна, тут и там видимые в телескопы среди звезд. Только в начале нашего столетия догадки стали уступать место научному знанию.

Надо сказать, что во все времена наука, вернее, ее деятели, были подвержены влиянию своего рода науч­ной моды. Правда, чаще всего мода на исследование тех или иных явлений природы — сейчас мы употреб­ляем более звучный термин «актуальность исследова­ний» — соответствует объективному состоянию науки. Однако ученые — люди, а потому отнюдь не свободны от заблуждений и влияния разного рода внешних со­блазнов. Так вот, в конце XVII — начале XVIII в., как впрочем и много позднее, существовало увлечение «по­исками комет. Заметим, что ранние кометные исследо­вания, конечно, обогатили науку, но едва ли пропорцио­нально огромному труду, в них вложенному.

Прилежные «ловцы комет», наверное, чаще других астрономов видели в окуляры своих телескопов наибо­лее яркие туманности и ошибочно принимали их за при­ближающуюся комету с еще неразвившимся хвостом. Убедившись вскоре, что в отличие от настоящей коме­ты туманное пятно не движется среди звезд, наблюда­тель терпел жестокое разочарование.

Один из наиболее рьяных и самоотверженных лов­цов комет своего времени, сначала технический сотруд­ник Парижской обсерватории, позднее академик Шарль Мессье решил раз и навсегда покончить с источником досадных заблуждений и составил список 103 известных ему «ложных комет». Каталог Мессье был опубликован в 1771 г. И вот ирония судьбы: только историки науки знают, кем был Мессье и сколько комет он открыл, толь­ко немногие специалисты помнят характеристики этих комет. Однако до сих пор в астрономической литерату­ре нет-нет, да и встретится обозначение яркой туманно­сти по каталогу Мессье — буква «М» и номер при ней.

Туманные пятна интересовали Мессье только как по­меха, о существовании которой следует знать, но не бо­лее. Впрочем, если бы Мессье и захотел специально за­няться их изучением, его ждало бы разочарование. Он, как и все современные ему астрономы, за единственным исключением, просто не располагал телескопом, подхо­дящим для серьезного исследования этих объектов. Все телескопы были слишком малы.

Галилей и его последователи использовали телескоп главным образом как прибор, повышающий остроту зрения, т. е. угловое разрешение глаза. Действительно, и фазы Венеры, и спутники Юпитера, и кольца Сатур­на в принципе можно было бы различить и без увели­чения количества световой энергии, воспринимаемой зрачком. Другое дело, что угловое разрешение глаза — прибора, к тому же весьма несовершенного по своим оптическим свойствам, для этого недостаточно.

Второе важнейшее свойство телескопа — его способ­ность концентрировать световую энергию — сразу же про­явилось в том, что с его помощью удавалось различить множество слабых звезд, не видимых невооруженным глазом. Однако до второй половины XVIII в. астроно­мы не углублялись в мир звезд, ограничиваясь главным образом изучением Солнечной системы. Представления об этом мире, прежде всего о его масштабах, были еще довольно расплывчатыми.

С исследованием туманных пятен дело обстояло и того хуже. Общеизвестно, что размеры звезд соизмери­мы с диаметром нашего Солнца, а то и с радиусом зем­ной орбиты. И все же из-за своей огромной удаленно­сти звезды представляются нам геометрическими точка­ми. Ни в один из существующих оптических телескопов нельзя непосредственно различить диск ни одной звез­ды. Поэтому звезда, наблюдаемая в телескоп, лишь увеличивает свою видимую яркость, продолжая оста­ваться блестящей точкой.

Иное дело туманные пятна. Они по астрономической терминологии являются протяженными объектами, т. е. имеют конечные, порою весьма значительные угловые размеры. Когда такой объект рассматривается в теле­скоп, его видимые размеры возрастают соответственно увеличению инструмента. Возрастает и общее количест­во световой энергии, заключенное в изображении пятна, поскольку площадь объектива телескопа всегда значи­тельно больше площади зрачка глаза. При всем той мо­жет оказаться, что яркость изображения, т. е. световая энергия, приходящая в зрачок от элемента площади те­лескопического изображения, будет меньше, чем при на­блюдении невооруженным глазом. Если же объект и без того имеет малую яркость, он может, стать попросту не­различимым.

Понять сказанное помогают простые геометрические соображения и простой опыт разглядывания удаленно­го предмета, скажем, освещенной стены дома или окна в любой оптический прибор, дающий переменные увели­чения. Либо, на худой конец, наблюдения удаленного источника света в расфокусированный бинокль. Нужно только помнить, что полная световая энергия, собирае­мая объективом прибора, остается постоянной, а пло­щадь изображения растет пропорционально квадрату увеличения.

Итак, для исследования туманных пятен нужны бы­ли не просто телескопы, а большие телескопы, собираю­щие много света, и здесь уместно сказать несколько слов об астрономических телескопах вообще.

Над астрономией нового времени тяготеет своего ро­да проклятие, наложенное самой природой: астрономам всегда не хватает света. Свет, а вернее электромагнит­ное излучение всевозможных частот, — это единственное, что приходит к нам на Землю из бескрайнего внешнего мира. Все, что мы знаем об этом мире, все сведения, заполняющие десятки тысяч томов специальных науч­ных библиотек, все факты и рассуждения на страницах периодических изданий, все научно-популярные книги по астрономии — все это зиждется на своего рода «фун­даменте» из слабеньких ручейков электромагнитного из­лучения, втекающих в наши телескопы. Чтобы понять, сколь слаб каждый из этих ручейков, представим, что мощность потока видимого света, собираемого телеско­пом диаметром, скажем, в 1 м (не столь уж малень­кий телескоп), от звезды нулевой звездной величины (самые яркие звезды нашего неба) составляет всего лишь около одной миллиардной ватта! И это дает астрономам право на своеобразную гордость: как мало го­ворит нам о себе Вселенная и как много, как невообра­зимо много узнали мы о ней за 300 лет существования телескопической астрономии.

Значит, все сведения об астрономических объектах и явлениях зашифрованы в слабеньком потоке электро­магнитной энергии, улавливаемом нашими телескопами. Способы расшифровки этой информации, уже весьма изощренные, продолжают непрерывно совершенствовать­ся. Нетрудно понять, что, чем больше энергии мы полу­чаем, тем разнообразнее и тоньше могут быть методы ее анализа. Поэтому астрономам нужно как можно больше света, чтобы узнать о самом факте существова­ния предельно слабого объекта, чтобы исследовать тон­чайшие детали сравнительно яркого объекта. Ну а если нужно как можно больше света — значит, нужен как можно более крупный телескоп.

Едва ли есть другой оптический прибор, которому человечество обязано столь многим с точки зрения свое­го интеллектуального становления и роста. По-видимо­му, и во всем арсенале науки найдется немного уст­ройств, способных в этом смысле соперничать с телеско­пом. К тому же телескоп обладает еще одним немало­важным свойством: он очень медленно стареет. До сих пор астрономы используют крупные инструменты, соз­данные в начале нашего или даже в конце прошлого столетия.

Стоимость большого оптического телескопа доволь­но высока — это миллионы, а порою десятки миллионов рублей. Впрочем, науку наших дней трудно удивить за­тратами: мощные ускорители элементарных частиц, кос­мические исследования или глобальные геофизические проекты обходятся много дороже, не говоря уже о сро­ках морального износа оборудования. Но вот к телеско­пу мы продолжаем относиться как к своего рода пред­мету научной роскоши. Пожалуй, это не справедливо. Однако возвратимся к нашей основной теме.

За время, прошедшее от первых телескопических на­блюдений Галилея до второй половины XVIII в., в телескопостроении не произошло решающих сдвигов к луч­шему. Хотя к концу этого срока и даже ранее уже были известны основные системы телескопов, с их реализа­цией обстояло плохо. Не существовало технологии вар­ки оптического стекла и методов контроля точнейших поверхностей линз и зеркал. Не умели изготовлять стек­лянные зеркала с покрытием из хорошо отражающего свет материала. В то время, да и столетие спустя зер­кала для телескопов делались из особого зеркального сплава — материала чрезвычайно капризного в техноло­гическом отношении. Наконец, металлообрабатываю­щая промышленность еще не умела создавать достаточ­но точные и устойчивые механические конструкции для подвески крупных оптических систем.

Поэтому в середине XVIII столетия астрономы поль­зовались лишь небольшими, весьма примитивными те­лескопами, объективы которых — линзовые или зеркаль­ные — редко бывали больше 10 см. Не составляло исклю­чения даже оборудование такой первоклассной для сво­его времени обсерватории, как обсерватория новоучреж­денной Петербургской академии наук.

Конечно, в такие инструменты можно было видеть наиболее яркие туманные пятна, но и только. Для того чтобы двинуться дальше, понадобился человек, если не гениальный, то без сомнения выдающийся по одаренно­сти и преданности науке.

Рядом с такими гигантами, как Коперник, Кеплер, Галилей, Ньютон, имя Вильяма Гершеля (1738—1822) оказывается как бы в тени. Но при всем том оно неот­делимо от истории астрономии и заслуживает почетно­го места в ряду деятелей мировой науки. Именно тру­дами Гершеля наше мировоззрение сделало очередной шаг, выйдя за пределы Солнечной системы и вступив в неизмеримо более грандиозную звездную вселенную.

Биография Вильяма Гершеля как ученого не совсем обычна, хотя и не изобилует драматическими события­ми. Он родился в Ганновере в семье военного музыкан­та и после ряда жизненных перипетий очутился в Анг­лии — наиболее благополучной и развитой из европей­ских стран второй половины XVIII в. Гершель приехал в Англию как иммигрант скромным 19-летним музыкан­том и скончался там в глубокой старости как признан­ный и прославленный ученый, член Королевского обще­ства и королевский астроном (здесь и далее биографические подробности и научные воззре­ния В. Гершеля приводятся по обстоятельной книге А. И. Еремеевой «Вселенная Гершеля». М., «Наука», 1966). Известно, что Гершель с детства интересовался проблемами естествознания. Однако он не был состоятель­ным человеком и до определенного времени, по-видимо­му, просто не мог позволить себе отвлекаться от своего профессионального занятия — музыки ради любитель­ских экскурсов в науку. Лишь в возрасте 37 лет он, на­конец, смог или решился уделить часть своего времени и средств занятиям астрономией. С тех пор он уже не порывал с этой наукой, удивительно быстро превратив­шись из профессионального музыканта в профессио­нального астронома.

Свою новую жизнь Гершель начал с попытки изго­товить собственный телескоп. Далеко не сразу, но все же довольно быстро, благодаря его настойчивости и та­ланту, труды увенчались успехом, и Гершель стал счаст­ливым обладателем очень немалого по тому времени телескопа с зеркалом диаметром в 20 см. Телескоп сра­зу же был пущен в дело, и с тех пор жизнь Гершеля была посвящена изготовлению все новых телескопов и астрономическим наблюдениям.

Всего за свою долгую жизнь В. Гершель изготовил — по большей части для продажи — несколько десятков инструментов. Между прочим два из них оказались в России; один сохранился и выставлен сейчас в музее астрономической обсерватории в Тарту.

Рекордом Гершеля был огромный телескоп длиной свыше 12 м и с зеркалом диаметром в 122 см. Но боль­шая часть знаменитых наблюдений ученого была выпол­нена с более скромным, но и более удобным в обраще­нии телескопом диаметром 47,5 см и длиной всего в 6 м.

Вильям Гершель выполнил множество самых разно­образных астрономических исследований. Он наблюдал строение поверхностей планет, кольца Сатурна, слабые спутники планет, Солнце, попутно обнаружив существо­вание невидимого инфракрасного излучения. Он открыл шестую планету — Уран, что сразу же принесло ученому всемирную известность и признание. Но не это состав­ляло главную цель трудов Гершеля. По его собствен­ным словам, он решил «познать устройство небес», имея в виду, конечно, звездную вселенную, поскольку строе­ние нашей планетной системы к тому времени считалось уже вполне понятным.

Вильям Гершель оказался едва ли не первым астро­номом в истории, кто принялся изучать звездную все­ленную сразу со многих точек зрения, «комплексно», как сказали бы теперь. Обилие и важность сделанных им открытий поражают воображение, хотя и современ­ные астрономы не могут пожаловаться на недостаток все новых и новых загадок, которые задает им Вселен­ная.

Действительно, В. Гершель открыл и доказал суще­ствование двойных и кратных звездных систем, распро­странив тем самым действие закона всемирного тяготе­ния на мир звезд; утвердил в науке представление о движении Солнца относительно прочих звезд, причем указал примерное направление этого движения; первым научно обсновал факт существования гигантской галак­тической системы, одной из сотен миллиардов звезд ко­торой является наше Солнце; открыл переменные звез­ды; изобрел (методы измерения и сравнений блеска звезд; впервые применил призму для разложения света астро­номических объектов. Наконец, Гершель открыл звезд­ные скопления и туманности (сам этот термин, по-види­мому, утвердился в науке с его легкой руки). И именно В. Гершель первый из астрономов и мыслителей прив­нес в астрономию идею развития, эволюции.

Стоит сказать несколько слов о том, что за человек был этот замечательный ученый. Вильям Гершель про­жил долгую и внешне вполне благополучную жизнь. Его можно было назвать счастливцем. Действительно, на­учная удача и признание как бы сами находили его. Гершелю не приходилось ни заискивать перед сильны­ми мира, ни заниматься суетливой рекламой собствен­ных достижений. Но не забудем: все это было щедро оплачено поистине подвижническим трудом изо дня в день, из ночи в ночь, на протяжении десятилетий. По­пробуйте представить себе такую жизнь, когда днем вы посещаете нескольких учеников, затем пропадаете в ма­стерской, отливая или шлифуя зеркало для нового те­лескопа, затем готовитесь к ночным наблюдениям, ча­сами сидя в полной темноте, чтобы глаза привыкли. На­конец, проводите зябкую ночь у телескопа, примитив­ного, без всякой автоматики и особых удобств. Да при этом еще и остаетесь уравновешенным, обаятельным че­ловеком, умным и интересным собеседником.

Заслуживает упоминания также стиль научной ра­боты Гершеля. В его время еще не существовало физи­ческой теории в нашем современном представлении. Не было и аппарата этой теории, иными словами математических формул, в которые так удобно подставлять по­лученные при наблюдениях данные. Поэтому серьезно­му естествоиспытателю тех лет приходилось осмысли­вать свои открытия в общих, но вместе с тем возможно более конкретных терминах. Этот процесс скорее напо­минал работу философа.

Гершель, обладавший гибким умом, отлично владел этим методом. Притом располагая непостижимым коли­чеством оригинального фактического материала, он от­личался скромностью и осторожностью в его истолко­вании. Не то чтобы он опасался выдвигать гипотезы, известно, что это не так. Но он, видимо, обладал ред­ким даром трезвой оценки обоснованности и, так ска­зать, надежности своих умозаключений. Наконец, Гер­шель собственными глазами наблюдал природу и слиш­ком отчетливо сознавал, сколь величественна и сложна она в своих космических проявлениях для того, чтобы торопиться крикнуть: «Эврика!».

Но вернемся к нашему предмету. Около 1783 г. к Гершелю попало второе издание каталога туманных пя­тен Мессье. Интересуясь всем, что можно увидеть на небе, Гершель решил пополнить этот каталог и принял­ся за систематические поиски, охватывавшие всю до­ступную его телескопу часть небесной сферы. Вспомним, что телескопы Гершеля были самыми большими в совре­менном ему мире; они давали самое высокое угловое разрешение и собирали много больше света, чем любой другой телескоп того времени.

Результат поисков новых туманных пятен оказался совершенно неожиданным для астрономов — коллег Гер­шеля, да и для него самого. Ученый начал открывать новые туманные пятна и «туманные звезды» не то что десятками, а буквально сотнями. Во всяком случае пол­ное число таких объектов, открытых Гершелем, превы­сило 2500. Были и побочные результаты. Во-первых, выяснилось, что многие туманные пятна Мессье на деле являются тесными скоплениями слабых звездочек. Во-вторых, поражало разнообразие форм тех объектов, ко­торые казались истинными сгущениями слабосветящего­ся космического тумана. Среди четырех выделенных Гершелем типов туманностей его в особенности удивили призрачные зеленоватые пятнышки правильных круглых или кольцевых очертаний. При небольшом увеличении они, по-видимому, напоминали Гершелю вид в телескоп маленького зеленоватого диска открытого им ранее Ура­на и потому были окрещены планетарными туманно­стями.

Интуиция выдающегося ученого подсказала Герше­лю, что мир туманностей открывает новые пути иссле­дований и имеет свой, потаенный в то время смысл. Гершель продолжал изучать туманности до конца своих дней, пытаясь найти им место в собственной картине мироздания. Во многом он ошибался — многое предви­дел правильно. Так или иначе с того времени туманно­сти превратились в постоянный предмет астрономиче­ских исследований. Столетие спустя оказалось, что мно­гие из туманностей Гершеля на деле являются гигант­скими звездными системами, подобными нашей Галак­тике, но удаленными от нее на чудовищные расстояния. Тогда астрономы поняли, что Вильям Гершель открыл для них не только мир звезд, но и необъятные просто­ры Большой Вселенной.

Планетарным туманностям муза астрономии — Ура­ния отвела более скромную роль. Они оказались сравни­тельно близкими к нам и небольшими объектами. И все же история и итоги их исследования, пока отнюдь не завершенного, по-своему примечательны и достойны внимания. Речь об этом — впереди.

[:ua]Новий світ, нові труднощі[:ru]Новый мир, новые трудности[:en]New world, new challenges

После смерти Вильяма Гершеля дело продолжил его сын — Джон Гершель. Выполняя замысел отца, он рас­пространил его исследования на Южное полушарие не­бесной сферы, в результате чего число известных туман­ностей без малого удвоилось.

Джон Гершель, доживший до второй половины про­шлого столетия, тоже стал видным астрономом, хотя и не достиг славы отца. Впрочем, он к этому как будто и не стремился, занимаясь астрономическими исследова­ниями, скорее, в силу моральных обязательств.

При всем том это был незаурядный, блестяще ода­ренный человек, обладавший широким кругом интере­сов, к числу которых принадлежала и поэзия. История науки, прежде всего астрономии, обязана Джону Гершелю еще и тем, что он едва ли не первый обратил внимание на новооткрытый фотографический процесс как на средство научного исследования. Между прочим тер­мин, «фотография» был введен в употребление именно им.

Итак, появление больших телескопов позволило от­крыть мир туманностей. Тысячи объектов такого рода были каталогизированы и, так сказать, разложены по полочкам в соответствии с их кажущимися формами и структурой. Именно «кажущимися», ибо нет в астроно­мии объектов более трудных для визуальных наблюде­ний, чем туманности, даже туманности сравнительно яркие и даже при наблюдениях в крупный телескоп.

Очень скоро выяснилось, что формы туманностей от­нюдь не являются их однозначной характеристикой. Действительно, рисунки одних и тех же Объектов, вы­полненные разными наблюдателями, порою оказывались драматически несхожими. Впрочем, на то есть понятная причина. Даже самые яркие туманности, рассматривае­мые в телескоп диаметром менее метра, кажутся до­вольно слабыми. Поэтому наблюдатель волей-неволей вынужден пользоваться так называемым «боковым зре­нием», более чувствительным, но несравненно менее острым. Попробуйте, например, разобрать название га­зеты с помощью бокового зрения. Вы видите, что назва­ние есть, что оно состоит из отдельных букв, но прочти­те эти буквы или хотя бы сосчитайте их! Так получа­лось и с туманностями.

Нужен был объективный способ регистрации их изо­бражений, да еще такой, который обладал бы очень вы­сокой чувствительностью к свету. Такой способ — фото­графия в принципе существовал в середине XIX в., но чувствительность тогдашних фотоматериалов была слишком уж низкой. Звезды удавалось фотографиро­вать, но до туманностей дело пока не доходило. Во вся­ком случае в популярных руководствах по астрономии» издававшихся еще в первые годы нашего столетия, встречаются параграфы, озаглавленные, скажем, «Труд­ности при зарисовке туманностей».

Таким образом, нужен был еще один технологиче­ский скачок, чтобы исследование туманностей двинулось дальше. Этот скачок совершился в свое время с неиз­бежностью, характерной для процесса общего развития производительных сил. Но и до того в исследовании туманностей, в том числе планетарных, произошло нечто новое.

Известно, что на протяжении XIX в. одной из цент­ральных проблем 'быстро мужавшей физики было изу­чение природы света. В первой трети столетия сложи­лись экспериментальные и теоретические основы волно­вой оптики. Совершенствовались и оптические приборы, прежде всего те, в которых использовалась линзовая, преломляющая оптика.

Телескопы с линзовыми объективами, или рефрак­торы, исторически старше отражательных телескопов — рефлекторов. Трудно сказать, кто изобрел рефрактор, но, как известно, впервые в астрономических наблюде­ниях его применил Галилей в начале XVII в. Первые системы рефлекторов появились несколько десятилетий спустя.

Надо сказать, что в начале XVIII в. астрономические телескопы — и рефракторы, и рефлекторы, были весьма несовершенными приборами прежде всего с оптической точки зрения. Одиночные линзы, служившие в качестве объективов и окуляров рефракторов, давали изображе­ния, испорченные хроматической аберрацией (причина ее, как известно, заключается в том, что одиночная лин­за фокусирует лучи разных цветов в различных точках своей оптической оси). Для того, чтобы ослабить это яв­ление, приходилось строить телескопы очень малой све­тосилы, т. е. с большим фокусным расстоянием при ма­лом диаметре объектива. В результате телескоп с объ­ективом около 10 см вытягивался в длину до 10 м. Если вспомнить, что в те времена для подвески и наведения телескопов использовались весьма примитивные конст­рукции из деревянных балок и канатов, не трудно во­образить те муки, которые испытывали при наблюде­нии с такими оптическими ихтиозаврами.

Зеркальные телескопы были, казалось, выгоднее, по­скольку не страдали хроматической аберрацией и в принципе обеспечивали лучшее изображение при боль­шей светосиле. Однако были трудности с материалом для зеркал и не существовало достаточно точных спосо­бов контроля их поверхностей. Здесь почти все зависело от интуиции и искусства оптика, вот, в частности, поче­му телескопы Гершеля были уникальными.

Общественные потребности того времени склонялись в пользу рефракторов, относительно более простых и устойчивых с точки зрения механического устройства. Морякам, военным и топографам нужны были точные оптические угломерные инструменты и компактные проч­ные подзорные трубы и бинокли. Ну и, наконец, очень многим нужны были обычные очки. Видимо, все это предопределило развитие. оптико-механических произ­водств, ориентированных именно на преломляющую оп­тику. Изготовление отражательной оптики оставалось уделом немногочисленных мастеров, обслуживавших по­требности науки.

Развитие прикладной оптики вместе с прогрессом оптики теоретической принесло свои плоды, и в начале XIX в. появились так называемые ахроматические лин­зы, в которых, благодаря сочетанию двух линз из стекла с различными показателями преломления, хроматиче­ская аберрация была значительно ослаблена. Появились сравнительно крупные светосильные объективы для аст­рономических рефракторов, и на протяжении всего XIX столетия этот тип телескопов почти монопольно владел симпатиями астрономов.

Работы по совершенствованию теории и практики преломляющей оптики не могли не оживить исследова­ний физической проблемы преломления света. И здесь в нашем повествовании появляется еще один талантли­вейший самоучка, вошедший в историю науки, — Йозеф Фраунгофер.

Фраунгофер известен главным образом как оптик, увековечивший свое имя в первой теоретически обосно­ванной конструкции реального ахроматического объек­тива и изготовивший несколько первоклассных астроно­мических инструментов с такими объективами. Один из инструментов работы Фраунгофера диаметрам около 20 см был в свое время приобретен выдающимся рус­ским астрономом В. Я. Струве для обсерватории Дерпт­ского университета.

Проблемы, с которыми первоначально столкнулся Фраунгофер, были сугубо прикладными. Например, для расчета ахроматического объектива нужно было знать показатели преломления стекла, которые приходилось измерять в лаборатории, исследуя специально запасен­ные для этого образцы. Поскольку показатель прелом­ления оптических сред зависит от длины волны света, при измерениях нужно было использовать монохрома­тические, одноцветные световые пучки.

Специальных лабораторных источников монохрома­тического света в те времена не существовало и естест­венно было использовать для этой цели солнечный свет, предварительно разделенный призмой на составляющие его цвета. (Вспомним, что явление разложения белого света в спектр было открыто еще Ньютоном.) Так вот, экспериментируя подобным образом, Фраунгофер об­наружил, что солнечный спектр пересечен множеством вертикальных темных полосок; он насчитал их более 500. Проверки показали, что эти темные полоски, позд­нее названные фраунгоферовыми линиями, присущи са­мому излучению, приходящему к нам с поверхности Солнца. Вскоре такие же линии были обнаружены и в спектрах планет. В исторической ретроспективе можно утверждать, что в тот момент, когда в 1814 г. 27-летний Фраунгофер обнаружил свои темные полоски в солнеч­ном спектре, было положено начало созданию мощней­шего инструмента познания природы — спектрального анализа.

Спектральный анализ как способ изучения химиче­ского состава вещества окончательно сформировался в начале 60-х годов прошлого века и сразу же привлек внимание астрономов. Действительно, появилась надеж­да узнать, из чего состоят бесконечно далекие, совер­шенно не досягаемые в прямом смысле этого слова кос­мические тела. Всего лишь за четверть века, даже за 10 лет до того, эта проблема представлялась абсолютно неразрешимой. Так, в 1835 г. известный философ-пози­тивист Огюст Конт писал в своем учебнике о небесных телах, что «...никогда, никакими средствами мы не смо­жем изучить их химический состав...» Химический со­став Солнца стал в общих чертах известен менее чем через 35 лет — в историческом аспекте буквально «на завтра». Извлечем из этого исторического анекдота по­лезный опыт: опасно пытаться ставить пределы знанию.. Итак, спектральный анализ начал свое триумфаль­ное шествие в астрономии. Естественно, что прежде всего занялись исследованием спектров ярких небесных тел — Солнца, планет и ярких звезд. Не столь уж мно­гочисленные тогда профессиональные астрономы, по­глощенные этими исследованиями (уместно назвать их первыми астрофизиками), были заняты «по горло». До более слабых объектов — в том числе туманностей — у них еще не доходили руки.

Поэтому мы опять должны заговорить о любителе астрономии, внесшем весомейший вклад в исследова­ние проблемы туманностей. Англичанин Вильям Хэг­гинс был состоятельным человеком. Достаточно состоя­тельным, чтобы обзавестись своим собственным рефрак­тором диаметром в 20 см — внушительным для середи­ны прошлого века инструментом.

Хэггинс увлекся спектральным анализом и принял­ся изучать спектры различных небесных тел. Он видел спектры планет, казавшиеся копией фраунгоферового спектра Солнца с темными линиями на светлом непре­рывном фоне, и спектры звезд, похожие на солнечный спектр. Но вот в 1864 г. он навел свой спектрограф на яркую, известную со времен Гершеля планетарную ту­манность в созвездии Дракона и, надо думать, очень удивился. Спектр туманности состоял из трех светлых линий на темном фоне, т. е. коренным образом отли­чался от спектров всех прочих светил. Вскоре выясни­лось, что спектр другой яркой туманности в созвездии Ориона имеет ту же особенность. Естественно, открытие Хэггинса привлекло всеобщее внимание и в недалеком будущем стало ясно, что многие из наиболее ярких ту­манностей имеют родственный, но ни на что другое не похожий спектр.

Современному астроному, избалованному техникой XX столетия, трудно представить себе, какой «катор­гой», должно быть, были эти первые спектроскопиче­ские наблюдения туманностей. Вспомним, что фотогра­фия еще не использовалась и положения спектральных линий определялись путем фиксации угла поворота оку­лярной части спектроскопа. Ранее мы говорили о том, как трудно вообще наблюдать туманности визуально. А ведь тут приходилось наводить нить микрометра на слабенькую спектральную линию, в которой сосредото­чивалась лишь часть света туманности. А еще — неиз­бежные потери света в оптике спектроскопа...

Тем не менее и Хэггинс, и другие, пошедшие по его стопам астрономы, наблюдали. Более того, даже пыта­лись измерять крохотные смещения спектральных ли­ний из-за эффекта Доплера, вызванного относительным движением Земли и небесного тела. Только в 80-х го­дах прошлого века, и не без деятельного участия того же Хэггинса, в астроспектроскопию пришла фотогра­фия и бесповоротно вытеснила визуальные наблюдения. В XX в. стали использоваться уже фотоэлектрические методы, еще более точные и чувствительные.

Первые работы по спектроскопии туманностей не остались незамеченными и в России. Крупнейший рус­ский астроном Ф. А. Бредихин одним из первых повто­рил наблюдения Хэггинса. Впоследствии русская наука дала мировой астрономии таких выдающихся астроспек­троскопистов, как А. А. Белопольский, Г. А. Тихов, Г. А. Шайн, В. А. Алыбицкий, и других.

Открытие особого характера спектра планетарных и диффузных туманностей было, без сомнения, важней­шим фактом истории их изучения с момента самого от­крытия этих объектов. Спектральные наблюдения раз­решили первую изначальную загадку, связанную с пла­нетарными туманностями: ответили на вопрос, из че­го — звезд или газа — они состоят.

Нет ничего странного в том, что Гершель, убедив­шись, что многие «туманности» при наблюдении в его телескоп распадаются на крохотные звездочки, счел это общим свойством. Первое время он решительно считал все туманности звездными системами, настолько уда­ленными, что даже его телескопы не разрешали их на отдельные звезды. Однако высказав эту гипотезу, Гер­шель, как и свойственно истинному ученому, не уставал вновь и вновь проверять ее в свете дополнительных фактов и новых соображений. В итоге в конце жизни он пересмотрел свои первоначальные представления и заявил, что по крайней мере некоторые туманности должны состоять не из звезд, а из разреженной кос­мической материи — «тумана», газа, пыли — в те време­на это не конкретизировалось. Более того, Гершель по­строил величественную эволюционную схему, в кото­рой разреженная материя конденсировалась в звезды под действием силы тяготения, а звезды собиралась в скопления и более сложные и массивные системы. Лю­бопытно, что, несмотря на незрелость и наивность фи­зических, да и многих астрономических представлений своего времени, Гершель сумел создать эволюционную схему, которая в общих чертах соответствует современ­ным данным.

Не вдаваясь в детали космогонических воззрений Гершеля, заметим, что планетарные туманности со сво­ими правильными очертаниями и равномерным распре­делением яркости всегда плохо укладывались в его общие космогонические построения. На первых порах, когда Гершель считал, что все туманности состоят из звезд, ему приходилось принимать огромную простран­ственную плотность звезд для того, чтобы объяснить равномерность распределения яркости в планетарных туманностях. Позднее, в схеме гравитационного взаимо­действия звезд и разреженной космической материи, возникли трудности с объяснением кольцевого строе­ния некоторых планетарных туманностей. В самом де­ле, если газ под действием тяготения собирается в звез­ду, то его плотность должна расти к центру. Почему же тогда у иных планетарных туманностей яркое газо­вое кольцо обрамляет слабенькую звездочку, одиноко висящую в темной и, очевидно, пустой внутренности кольца (см. снимок на обложке)?

Мы уже говорили о большой скромности и осторож­ности Гершеля, который никогда не объявлял свои тео­ретические построения, так сказать, истиной в послед­ней инстанции. Вот и с планетарными туманностями: Гершель, по сути дела, оставил своим научным потом­кам свободу выбора. Планетарные туманности могли считаться и звездными, и газовыми образованиями. Та­ким образом, первые спектроскопические наблюдения разрешили почти вековую загадку. Стало ясно, что пла­нетарные туманности состоят из разреженного вещест­ва, ибо только так можно было объяснить своеобраз­ный вид их спектров. Впрочем, как это обычно случает­ся в науке, долгожданный ответ породил множество новых вопросов и проблем.

Первым из них был вопрос о том, что же представ­ляет собою это разреженное вещество? Обратившись к работам Гершеля, его последователи могли почерп­нуть лишь идеи типа: «светящаяся материя в состоя­нии, совершенно отличном от состояния материи в Солнце и звездах», которая светится наподобие «элек­трического флюида в северных сияниях». Будем спра­ведливы. Более конкретные и обоснованные представ­ления о веществе планетарных туманностей сложились лишь через 120 лет после того, как были написаны ци­тированные слова.

Наверное, не столько под влиянием идей Гершеля, сколько под впечатлением новых для тогдашней экспе­риментальной физики опытов с электрическим разря­дом, ученые решили, что планетарные туманности состоят из газа, светящегося вследствие люминесценции как разреженный газ в гейслеровской трубке. Посколь­ку одна из обнаруженных спектральных линий принад­лежала водороду, этот элемент, очевидно, входил в со­став вещества туманностей.

В конце XIX в. астрономия неожиданно стала аре­ной бурных изменений. Ее классические и, казалось бы, раз и навсегда утвердившие свое значение обла­сти — астрометрия и небесная механика стали оттес­няться новым и весьма «агрессивным» направлением — астрофизикой. На смену привычным, доведенным до со­вершенства наблюдениям положений небесных тел при­шли исследования их спектров, измерения яркости звезд и ее колебаний, получение фотографий протяженных небесных объектов. На смену привычным строгим рас­четам орбит, параллаксов, собственных движений при­шли самоновейшие физические теории, порою весьма путаные, но всегда претендующие на абсолютную истинность.

Эти изменения были закономерны и неотвратимы. По сути дела, с бурного развития физики, с «захвата» ею всего комплекса дотоле описательных естественных наук начался великий процесс научно-технической ре­волюции.

Одновременно со смещением центра тяжести астро­номических исследований в сторону астрофизики про­изошел еще один важный сдвиг. Стала рушиться неко­лебимая на протяжении десятков лет репутация реф­рактора как лучшего астрономического инструмента. Как мы уже знаем, после усовершенствований Фраун­гофера начался золотой век астрономических рефракто­ров. К концу прошлого столетия вследствие общего технологического прогресса эти инструменты преврати­лись в своего рода совершенство. Диаметры объективов крупнейших рефракторов достигли 70—100 см. Несмот­ря на внушительные габариты, они были устойчивы, удобны в работе и великолепно подходили для класси­ческих астрометрических наблюдений. Но одновремен­но стало ясно, что дальнейшее увеличение размеров ре­фракторов наталкивается на принципиальные труд­ности.

Слава отражательных телескопов, громкая во вре­мена Гершеля, поникла. Однако о них не забыли. Еще в первой трети XIX столетия В. Парсонс (лорд Росс) в Ирландии на свой страх и риск взялся за постройку гигантского телескопа с металлическим зеркалом в 193 см. После многолетних усилий его конструктора инструмент начал работать. С его помощью Парсонс открыл спиральное строение многих Гершелевых ту­манностей, но истинный смысл этого открытия был по­нят только почти через 100 лет.

В общем на протяжении XIX в. наряду со все воз­раставшим числом больших рефракторов работало бо­лее или менее успешно несколько довольно значитель­ных по своим размерам рефлекторов. Им было трудно соперничать с рефракторами в области традиционных астрономических наблюдений — точных измерений по­ложений небесных тел. Но как только появилась аст­рофизика с ее требованием максимальной светособира­ющей силы и разрешения, рефлекторы начали неуклон­но побеждать рефракторы.

Этому способствовали важные технологические до­стижения: открытие метода точного контроля оптиче­ских поверхностей (так называемый теневой метод Фуко) и изобретение химического способа осаждения на стекло серебряного покрытия, отражающего почти 100% падающего света. Несколько позднее, уже в XX в., на смену пришел еще более совершенный способ нанесения на зеркала столь же хорошо отражающей алюминиевой пленки путем испарения металла в ва­кууме.

Итак, на стыке XIX и XX вв. начинается интенсив­ное строительство астрономических рефлекторов, раз­меры которых быстро и бесповоротно обгоняют диамет­ры крупнейших рефракторов. Все это уже специально астрофизические инструменты.

Сочетание мощных инструментов со спектроскопами и уже входившей в пору зрелости фотографией (предо­пределило очередной скачок в развитии исследований природы туманностей.

[:ua]Передісторія закінчується[:ru]Предыстория заканчивается[:en]Background ends

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.)

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 астроном Дрейер 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.

[:ua]Чому ж все-таки вони світяться?[:ru]Почему же все-таки они светятся?[:en]Why is it that they glow?

Попробуем представить себе ту цепочку рассужде­ний, которая, вполне вероятно, возникла в сознании молодого голландского астрофизика X. Занстра в 1924 г. во время его научной поездки в США. Не рис­куя рассуждать от лица почтенного ученого, проделаем это от собственного имени.

Итак, для того, чтобы была эмиссионная туман­ность, нужна горячая звезда, окруженная облаком га­за. Без газа, естественно, не обойтись — нечему будет светиться; откуда взялся газ — это пака не важно. Но вот почему нужна именно горячая звезда? Или она излучает особенно много энергии? Не обязательно: увеличьте должным образом радиус и следовательно, поверхность более холодной звезды и тогда по энерго­выделению — светимости она сравнится с горячей звез­дой. В чем же принципиальная разница между горячей и холодной звездами? В спектральном распределении излучаемой электромагнитной энергии!

Вспомним, что, чем горячее тело, тем дальше в ко­ротковолновую область спектра сдвинут максимум ин­тенсивности излучения. В обе стороны от максимума интенсивность быстро падает, хотя теоретически никог­да не достигает нуля. Это падение происходит особенно резко в коротковолновую сторону. Поэтому в излуче­нии звезды практически не содержится квантов с дли­ной волны, скажем, вдесятеро меньшей, чем у квантов из области максимума спектральной интенсивности. Значит, требование иметь именно горячую звезду, для того чтобы «зажечь» туманность, означает, что нужны коротковолновые кванты.

Общеизвестно, что, чем меньше длина волны элек­тромагнитного излучения, тем пропорционально больше частота и энергия его квантов. Какой же именно энер­гии кванты нам нужны? Это зависит от того, из какого вещества состоит туманность. Уже известно, что звез­ды состоят из водорода с небольшой примесью гелия и уже совсем ничтожной — тяжелых элементов. Нет оснований считать, что туманности являются в этом смысле исключением. Правда, в них есть еще какая-то при­месь, названная «небулием». Впрочем, мы о ней все еще ничего определенного не знаем и потому будем считать, что ее нет вовсе или, вернее, что для нашей задачи она несущественна.

Итак, туманность состоит в основном из водорода. Превосходно, это очень удобный элемент. К тому же теория водородного атома 10 лет назад (для 1924 г.) подробнейшим образом рассмотрена Нильсом Бором. Согласно этой теории атом водорода состоит из поло­жительно заряженного тяжелого ядра, вокруг которо­го вращается легкий, отрицательно заряженный элек­трон. Как же будут взаимодействовать водородные ато­мы туманности с излучением соседней горячей звезды?

Что же, в том нет ничего особенно сложного. Если на пути летящего от звезды кванта окажется атом во­дорода, то квант может поглотиться атомом. Именно «может», так как атом избирательно поглощает толь­ко те кванты, энергии которых соответствуют энергиям переходов между возможными орбитами электрона. Так, если с атомом встретится квант с длиной волны 1216 А, то он поглотится, а электрон при этом перей­дет с первой, самой близкой к ядру орбиты на вторую, более «высокую». В подобном возбужденном состоящий атом пробудет очень недолго — немногим больше од­ной миллиардной секунды. После этого электрон сам собою упадет на первую орбиту, а освободившаяся энергия вновь излучится в виде кванта той же дли­ны волны — 1216 А. Если в атом попадет более энер­гичный квант, скажем, с длиной волны 931 А, то элек­трон перескочит уже на шестую по счету, гораздо бо­лее высокую орбиту; затем он снова быстро вернется в исходное состояние, попутно переизлучив ранее по­глощенный квант.

Ну а если длина волны налетевшего на атом кванта будет менее 912 А, т. е. его энергия превысит 13,6 эВ? Тогда прирост энергии электрона будет столь велик, что он окажется просто вырванным из атома и улетит прочь. Атом, который до того был электрически нейтра­лен, так как заряд электрона уравновешивал заряд ядра, превратится в положительно заряженный ион водорода, уже неспособный поглощать излучение из-за отсутствия у него электронов. Ионизоваться может любой атом или даже ион, если в его электронных обо­лочках остался хоть один электрон. Разумеется, энер­гии, необходимые для ионизации, различны.

Если поблизости пролетит свободный электрон, то он будет захвачен ионом, который вновь превратится в атом; произойдет то, что называется рекомбинацией. Захват электрона сопроводится излучением одного или нескольких квантов, суммарная энергия которых будет равна кинетической энергии рекомбинировавшегося электрона плюс 13,6 эВ (энергия ионизации).

Попытаемся наглядно представить себе этот процесс с помощью механической модели, простой, хотя и не строгой. Вообразите, что вы стоите у подножия камен­ной лестницы, высота ступеней которой прогрессивно уменьшается при подъеме. Лестница заканчивается площадкой, находящейся выше вашего роста. У вас в руках стальной шарик. Сейчас вы символизируете со­бой невозбужденный атом в основном состоянии, т. е. с электроном на нижнем энергетическом уровне (под­ножие лестницы).

Вернемся к тому, о чем уже говорилось, и допустим, что атом поглотил «вант с длиной волны 1216 А. Если так, то вы должны бросить шарик на первую, самую нижнюю ступеньку. Стальной шарик отскочит от камня и вновь вернется к вам. Аналогом поглощения кванта с длиной волны 931 А будет бросок шарика на пятую ступеньку. Заметьте, что, отскочив от нее, шарик мо­жет либо сразу оказаться у подножия лестницы, либо последовательно скатываться со ступеньки на ступень­ку. Возможны, конечно, и промежуточные варианты. Каждый прыжок вниз означает испускание кванта со­вершенно определенной длины волны.

Чтобы воспроизвести поглощение кванта с энергией больше 13,6 эВ ,и последующую ионизацию, вы обяза­ны забросить шарик на верхнюю площадку лестницы. Дальнейшая судьба шарика может быть различна. Он может остаться на верхней площадке, а может опять скатиться вниз по лестнице, прыгая со ступеньки на ступеньку, но, вероятно, через несколько ступенек сра­зу. Многократно повторяя подобный опыт, вы сможе­те убедиться в одном важном свойстве, присущем на­шей модели: большие количества энергии, затрачивае­мые вами на забрасывание шарика вверх по лестнице, имеют тенденцию дробиться при его возвратном движении вниз по ступенькам лестницы. Это видно особен­но ясно, если вы ограничиваетесь бросками только на верхнюю площадку, аналогичными ионизации атома. Возвращаясь к физической картине явления, можно заключить, что при ионизациях под действием жестокого ультрафиолетового излучения и последующих ре­комбинациях изолированный водородный атом система­тически дробит кванты высокой энергии на кванты меньших энергий.

Представим теперь, что мы имеем дело не с отдель­ным атомом, а с их совокупностью — облаком, находя­щимся в поле ионизующего излучения. Эта ситуация отличается от рассмотренной выше тем, что кванты из­лучения, возбуждающие электрон в нашем атоме, нач­нут приходить не только от звезды, но и от других ато­мов. В некоторых случаях, соответствующих рекомби­нации электрона сразу на первый уровень какого-либо из ионов, возможны вторичные ионизации соседних ато­мов под действием выделившегося кванта с длиной волны короче 912 А. Процесс дробления квантов будет продолжаться, причем захватит и все вторичные, испу­щенные при рекомбинациях и вновь поглощенные кван­ты. Не будут, вернее, не смогут дробиться только кван­ты с длиной волны 1216 А, возникающие при перехо­дах между вторым и первым уровнями, кванты линии Лайман-альфа, первой из линий так называемой спект­ральной серии Лаймана.

В непрерывном спектре звезды всегда будет опреде­ленное число квантов, соответствующих частотам водо­родных линий. Однако если звезда достаточно горяча (горячее, скажем, 10—20 тыс. градусов), то будет не­сравненно больше квантов с длиной волны короче 912 А, способных ионизовать атомы водорода. Мы уже знаем достаточно, чтобы понять — если процесс взаи­модействия ионизующего излучения и водородной ту­манности продлится достаточно долго, то из каждого ионизующего кванта в конце концов получится один «неделимый» квант линии Лайман-альфа и квант, со­ответствующий переходу с одного из верхних уровней на второй. Значит, подсчитав число квантов либо того, либо другого сорта, мы узнаем полное число ионизую­щих квантов, а следовательно, сможем определить тем­пературу звезды, считая ее абсолютно черным телом.

Газовая туманность с высокой точностью «считает» каждый ионизующий квант, попадающий в нее из звез­ды. Удивительное явление, если вдуматься!

На практике подсчет квантов осуществляется путем измерения интенсивности объекта в той или иной спект­ральной линии. Ультрафиолетовая линия 1216 А с Земли не наблюдается из-за поглощения в атмосфере. Зато излучение при переходах сверху на второй уро­вень — линии серии Бальмера — наблюдается велико­лепно. Измерив их общую интенсивность в спектре ту­манности и сравнив ее с интенсивностью тех же участ­ков непрерывного спектра ядра, мы определим отно­шение числа ионизующих квантов к числу квантов оп­тической части излучения звезды. Таким путем можно сразу же рассчитать ее температуру.

Эти рассуждения легли в основу классического ме­тода определения температуры горячих звезд в эмис­сионных туманностях, предложенного X. Занстра и на­званного его именем. До того о температурах этих, звезд можно было судить только по их голубому цве­ту и порою по характеру линий поглощения в их спектрах.

Применительно к планетарным туманностям методы Занстра показали, что ядра этих объектов относятся к числу самых горячих звезд в Галактике. Полученные температуры порядка 40—60 тыс.! градусов и выше окончательно объяснили кажущееся противоречие меж­ду сравнительной яркостью туманностей и слабостью их центральных звезд. На деле эти звезды отнюдь не слабы: их светимости в тысячи раз больше, чем у на­шего "Солнца. Однако они настолько горячи, что основ­ная доля энергии излучения лежит в невидимой дале­кой ультрафиолетовой области спектра.

Как это бывает накануне всякого значительного на­учного открытия, идеи, легшие в основу метода Занст­ра, по-видимому, носились в воздухе. Во всяком случае почти одновременно, но все же позднее и далеко не так четко, они были изложены американским астрофизи­ком Д. Мензелом. Создав свой метод, Занстра не по­шел дальше, хотя у него в руках было все для разра­ботки количественной теории водородного спектра ту­манностей, т. е. теоретического расчета относительных интенсивностей спектральных линий этого элемента. В самом деле, то, какой именно путь выбирает элек­трон, скатываясь по лестнице в нашем примере, определяется атомными константами — вероятностями пе­рехода с данного уровня на все другие. Правда, если мы имеем не одиночный атом, а газовую среду, необ­ходимо учитывать еще вторичные возбуждения атомов при поглощении квантов, излученных соседними атома­ми. Следовательно, приходится рассматривать не про­сто газ в поле внешнего излучения, а учитывать так­же собственное излучение среды.

В итоге приходится детально подсчитывать, сколь­ко электронов приходит и уходит с каждого энергети­ческого уровня атома туманности в единицу времени. Это делается с помощью так называемых уравнений стационарности, составляемых отдельно для каждого уровня, а потом -решаемых совместно в виде системы.

Несмотря на физическую очевидность задачи, до­статочно точное ее решение удалось получить сравни­тельно недавно после появления ЭВМ. Если ранние расчеты 30-х годов учитывали лишь несколько нижних энергетических, уровней, то теперь мы располагаем рас­четами, практически точными для любых современных астрофизических применений для атома с 40—60 уров­нями. Природа устроила так, что относительные интен­сивности водородных линий в обычных туманностях очень слабо зависят от физических условий в них. По­этому надежно известные теоретические относительные интенсивности этих линий удается использовать в каче­стве своего рода эталона для исправления данных на­блюдений и проверки других теорий.

Благодаря методу Занстра астрономы поняли не только физический смысл открытий Хаббла, но и частич­но решили загадку источников энергии в планетарных туманностях — поняли, почему и как образуются яркие линии водорода в их спектрах. Зная это, уже не труд­но было разобраться в природе свечения другого рас­пространенного элемента — гелия, сильные линии ко­торого тоже были видны в спектрах туманностей. Атом гелия несколько сложнее водородного, он имеет два электрона и потому может находиться в двух состоя­ниях ионизации — без одного или без обоих электро­нов. Но в принципе его эмиссионный спектр образуется вполне подобно тому, как это происходит у водорода.

Однако другая загадка спектра туманностей остава­лась неразрешенной. Ярчайшие зеленые линии вместе со многими другими обнаруженными позднее менее яркими линиями неизвестного происхождения все еще требовали своего объяснения. Ждать его оставалось недолго, так как быстро развивавшаяся квантовая ме­ханика уже подготовила почву для решения и этой проблемы, полвека стоявшей перед астрономами. Ре­шение пришло в 1927 г. в виде гипотезы, предложен­ной американским физиком и астрономом А. Боуэном. Он утверждал, что яркие зеленые линии в спектрах ту­манностей можно приписать дважды ионизованному кислороду. Аналогичным образом прочие более слабые линии отождествились с ионами кислорода, азота, нео­на и других элементов из первых строк таблицы Мен­делеева. Впрочем, здесь подразумевалась одна тон­кость: все это были «запрещенные» линии.

Смысл этого интригующего названия состоит в сле­дующем. Как известно, в квантовой механике возмож­ность самопроизвольного перескока электрона с одного энергетического уровня на какой-либо из нижних опре­деляется так называемыми правилами отбора. Эти пра­вила, оперирующие изменениями квантовых чисел энер­гетических уровней, носят эмпирический и вероятност­ный характер. Последнее означает, что переход, запре­щенный соответствующим правилам отбора, в принци­пе возможен, но очень маловероятен. Порою его веро­ятность в миллиарды раз и более отличается от веро­ятности перехода, разрешенного правилами.

Энергетические, уровни, самопроизвольные переходы с которых вниз (т. е. с излучением) запрещены прави­лами отбора, называются метастабильными. Электрон, попавший на такой уровень вследствие разрешенного перехода сверху, вынужден оставаться на нем значи­тельное время, порою минуты, часы, годы. В конце концов, если ничто не помешает, он все же перескочит на нижний уровень с испусканием соответствующего кванта. Помешать же может либо поглощение кванта, либо столкновение с другим атомом, ионом или свобод­ным электроном.

По этой причине запрещенные линии, т. е. линии, соответствующие запрещенным переходам с метастабильных уровней, трудно наблюдать в лабораторных условиях. Ведь даже самый высокий вакуум, достижи­мый в лаборатории, очень далек от космической пусто­ты или хотя бы от условий в сравнительно плотных туманностях. Положения метастабильных уровней и длины волн соответствующих запрещенных линий прихо­дится чаще рассчитывать теоретически, чем определять из наблюдений.

Боуэн располагал такими расчетами для ряда тяже­лых ионов. Поэтому он смог отождествлять яркие зе­леные линии с запрещенными переходами между од­ним из нижних метастабильных уровней дважды иони­зованного кислорода и основным состоянием этого иона. Так таинственный «небулий» оказался вполне обыч­ным элементом. Некоторое время спустя такая же про­заическая судьба постигла второй загадочный эле­мент — «короний». Тот оказался тринадцатикратно (!) ионизованньим атомом железа.

Однако мало было только отождествить запрещен­ные линии. Нужно было еще объяснить, почему они возникают. Представления, помогшие понять образова­ние водородного спектра, здесь не подходили. Действи­тельно, если предположить, что метастабильные уров­ни заселяются только при переходах сверху, надо до­пустить неправдоподобно большие температуры ядер туманностей, ведь для того, чтобы еще раз ионизовать дважды ионизованный кислород, нужны кванты с дли­ной волны менее 228 А; некоторые другие ионы, запре­щенные линии которых [присутствовали в спектрах ту­манностей, требовали еще более энергичных квантов.

Оставался, по сути дела, единственный выход — предположить, что метастабильные уровни тяжелых ионов заселяются под действием соударений с другими частицами. С какими же именно? Ответ был довольно очевидный — со свободными электронами. Во-первых, их много, так как они в изобилии образуются при иони­зации водорода и гелия. Во-вторых, отрицательно за­ряженные электроны эффективнее взаимодействуют с фотоэлектронами ионов при соударениях, нежели ионы водорода — протоны. Для того чтобы понять, откуда берутся эти электроны и какими свойствами они обла­дают, придется несколько уточнить наши представле­ния об ионизации газа в туманностях.

Если на разреженное облако, состоящее из водоро­да, начинает действовать ионизующее излучение, то воз­никает любопытный процесс. Сначала ионизуются са­мые близкие к источнику излучения атомы; при этом, теряя электрон, они перестают поглощать излучение и внешние слои среды как бы просветляются, становятся прозрачными для ионизующих квантов. Последние про­никают глубже, и очередной слой ионизуется, делаясь, в свою очередь, прозрачным, и т. д.

Но одновременно с ионизациями происходят реком­бинации, частота которых тем больше, чем выше плот­ность вещества. Возникший нейтральный атом вновь способен поглощать излучение и вскоре опять ионизует­ся. Таким образом, в среде устанавливается опреде­ленное равновесие между ионизациями и рекомбина­циями. Ионизованной оказывается большая часть во­дорода, и только десятая или сотая доля процента всех водородных атомов продолжает оставаться нейтральной и поглощать излучение. Однако на больших расстояни­ях от источника излучения даже это малое количество нейтральных атомов создает значительную непрозрач­ность. Поток ионизующих квантов затухает, увеличи­вается число атомов, дополнительно задерживающих уже ослабленное излучение, и т. д. В итоге переход от сильно ионизованной среды к полностью нейтральному газу совершается довольно быстро. Узкую зону разде­ла двух состояний межзвездного газа — ионизованного-(светящегося и горячего) и нейтрального (темного и холодного) — называют ионизационным фронтам.

Следовательно, если только туманность ионизована, то практически все водородные атомы в ней лишены своих электронов. Кванты ионизующего излучения, вы­рывающие электроны из атомов, придают им определен­ную скорость. Если водородный атом поглощает квант с длиной волны менее 912 А, т. е. с анергией более 13,6 эВ (энергия ионизации), то избыточная энергия передается движению свободного электрона.

Даже в разреженной туманности свободные элек­троны эффективно взаимодействуют, обмениваясь энер­гией. В результате в своего рода электронном газе ту­манности устанавливается некоторое распределение электронов по скоростям движения, по энергиям. Это распределение, подобно спектру электромагнитного из­лучения, удается характеризовать с помощью одного параметра — температуры электронного газа.

Сталкиваясь с тяжелыми ионами, свободные элек­троны отдают им часть своей кинетической энергии, «забрасывая» при этом внешний электрон иона или атома на метастабильный уровень. Понять это помогает рис. 2, на котором представлена схема нижних метастабильных энергетических уровней дважды ионизованно­го кислорода, типичная для всех более чем 30 разно­видностей ионов углерода, азота, кислорода, неона, ар­гона, серы, хлора и других элементов, запрещенные линии которых видны в спектрах планетарных туман­ностей.

Чем энергичнее налетающий электрон, тем на более высокий уровень он может забросить внешний электрон иона. Происходя непрерывно во всем объеме туманно­сти, такие соударения с последующими переходами вниз приведут к появлению более или менее интенсив­ной линии, соответствующей данному запрещенному пе­реходу. Вновь обратившись к рис. 2, нетрудно понять, что, измеряя отношение интенсивности запрещенной линии 4364 А и суммарной интенсивности знаменитых зеленых линий 4959 и 5007 А, можно определить, ка­кая доля свободных электронов имеет энергию 5,35 эВ, а какая — 2,5 эВ. Тем самым возможно определить тем­пературу электронного газа. Этот изящный метод был предложен в начале 30-х годов советским астрофизиком В. А. Амбарцумяном.

Разумеется, на практике все обстоит сложнее. Так, необходимо знать еще вероятность того, что, столкнув­шись с ионом, свободный электрон заданной энергии действительно сумеет перебросить внешний электрон иона на тот или иной метастабильный уровень. Эта ве­роятность определяется с помощью сложных квантово-механических расчетов, через величину, называемую эффективным сечением столкновений.

Есть и еще одно осложнение, которое, впрочем, уда­ется использовать с большой выгодой. Как мы уже го­ворили, электрон задерживается на метастабильном уровне на довольно длительное время, сугубо различ­ное для разных уровней в отдельных атомах или ионах. В том же примере с дважды ионизованным кислородом на уровне ¹S электрон приводит в среднем около 0,6 с, а на уровне ¹D — 40 с. Пребывая на метастабильном уровне, электрон подвергается опасности быть насильно сброшенным вниз в результате случайного столкно­вения иона с каким-нибудь свободным электроном. При этом свободный электрон приобретает дополнительную энергию, а излучения в запрещенной линии не произой­дет; линия как бы погасится. Конечно, чем дольше электрон на метастабильном уровне ждет перехода вниз и чем выше плотность вещества, тем больше опас­ность гасящего столкновения.

Следовательно, в общем случае относительная ин­тенсивность запрещенных линий, излучающихся при переходах с различных метастабильных уровней, зави­сит не только от электронной температуры, но и от плотности газа. Разумно комбинируя наблюдаемые за­прещенные линии, можно определить совместно оба па­раметра.

Объяснение природы и механизма образования за­прещенных линий позволило не только окончательно разобраться в Том, как светятся туманности, но и дало в руки исследователям инструмент для определения важнейших физических параметров этих объектов — плотности и температуры электронного газа.

Поскольку в ионизованной туманности основным по­ставщиком свободных электронов является водород, ионизованный практически полностью, постольку, зная плотность свободных электронов, мы знаем и общую плотность вещества туманности, состоящего преимуще­ственно из водорода. В типичной планетарной туманно­сти она составляет в среднем примерно 10⁴ частиц в кубическом сантиметре; в диффузных туманностях — обычно раз в 10 меньше, а в межзвездном пространст­ве — всего лишь 1 частица или даже доля частицы в кубическом сантиметре. Значит, для космических газо­вых образований (не считая, конечно, звезд) плане­тарные туманности — объекты довольно плотные. Разу­меется, понятие это весьма относительно, так как при подобной плотности масса кубометра газа составляет всего лишь 2 • 10^-14 г, в то время как масса кубометра воздуха в вашей комнате — около 1,22 кг, а в недрах звезд плотность уже сотни тонн в кубометре, а то и много больше. Но как это ни удивительно, столь эфе­мерные тазовые облака наблюдаются, да еще на гигант­ских расстояниях!

Знание другого важного физического параметра — электронной температуры имеет большое значение для исследования механизмов излучения и самой природы туманностей. Получив в свои руки надежный метод определения электронной температуры, астрономы об­наружили еще одно удивительное свойство газовой ту­манности. Мы уже говорили, что туманность — это своего рода космический счетчик фотонов. Теперь выясни­лось, что она к тому же весьма совершенный термо­стат.

Вспомним, что свободные электроны черпают свою энергию из энергии поля излучения при ионизациях. Следовательно, чем выше температура ионизующей звезды, тем большее число свободных электронов бу­дет обладать большими скоростями и энергией; тем вы­ше, следовательно, температура электронного газа. Первые теоретические расчеты, сделанные для туман­ности, состоящей из чистого водорода, казалось бы, под­твердили эту качественную гипотезу, показав, что элек­тронные температуры примерно соответствуют темпе­ратурам ядер туманностей, достигая 40—80 тыс. граду­сов. Однако тут же выяснилось, что столь высокие тем­пературы решительно не увязываются с относительны­ми интенсивностями запрещенных линий, возникающих при переходах с различных по энергии метастабильных уровней. Температуры, определенные таким способом, неизменно оказывались порядка 10—15 тыс. градусов. Выяснить причину этого противоречия оказалось до­вольно просто.

Возбуждение метастабильных уровней тяжелых ионов эффективно снижает энергию свободных электро­нов, «перекачивая» ее снова в энергию излучения, сво­бодно покидающего туманность. Вот почему запрещен­ные линии столь ярки, вот почему электронные тем­пературы туманностей столь умеренны. Механизм ох­лаждения электронного газа в туманностях обладает замечательным свойством саморегулировки. При повы­шении температуры возбуждающей звезды образуются все новые тяжелые ионы, имеющие низкие метастабиль­ные уровни; свободные электроны начинают быстрее терять энергию, что компенсирует ее прирост при иони­зациях под действием более энергичных квантов. Спра­ведлива и обратная ситуация. В результате электрон­ная температура газовых туманностей оказывается поч­ти универсальным постоянным параметром, слабо за­висящим от свойств возбуждающих звезд. И это при том, что относительное содержание в туманности тяже­лых элементов, обеспечивающих ее «термостатирова­ние», не превышает примерно 2% от массы водорода и гелия!

***

Итак, мы попытались изложить основные представ­ления о том, как и почему светятся планетарные туман­ности, да и вообще все эмиссионные газовые туманно­сти. Получившаяся картина, если нам удалось набро­сать ее достаточно четко, подкупает своей стройностью, логической взаимосвязанностью и простотой. Но не за­будем: за этой простотой стоят полвека напряженного труда многих десятков астрономов и физиков и могу­чая научная и технологическая база XX столетия.

Излагая, по сути дела, только итоги этого иссле­дования, мы не могли в полной мере сохранять хроно­логический принцип и перечислить все имена, связан­ные с разработкой проблемы. Не будет особым преуве­личением сказать, что в изучение планетарных туман­ностей, их физики и механизмов свечения внесли тот или иной вклад едва ли не все ведущие астрофизики первой половины нашего столетия. Среди этого интер­национала ученых и американцы — Э. Хаббл, Л. Аллер, Д. Мензел, и англичане — А. Эддингтон, Д. Джинс, М. Ситон, и голландец X. Занстра, и норвежец С. Росселанд, и советские исследователи — Б. А. Ворон­цов-Вельяминов, В. А. Амбарцумян, Б. П. Герасимо­вич, В. В. Соболев, А. Я. Киппер. Трудами этих и мно­гих других ученых, упомянуть о которых мы не имеем возможности в столь кратком рассказе, теория оптиче­ского свечения газовых и прежде всего планетарных ту­манностей стала одной из наиболее совершенных астро­физических теорий, выдержавших проверку временем и новыми наблюдательными фактами.

Мы неоднократно подчеркивали, что речь шла об оптическом, видимом, излучении планетарных туманно­стей. На самом деле интервал длин волн электромаг­нитного излучения небесных тел, исследованный астро­номами к 60-м годах нашего столетия, был уже значи­тельно шире. Захватывая часть ближней ультрафиоле­товой и ближней инфракрасной области спектра, он простирался примерно от 3200 до 11 000 А.

Ультрафиолетовое излучение более коротких длин волн не пропускает земная атмосфера. С развитием аст­рономических наблюдений с борта космических аппа­ратов у нас появилась надежда увидеть, как светятся планетарные туманности и их центральные звезды в далекой ультрафиолетовой области спектра. Разумеет­ся, это крайне интересно, так как там сосредоточена основная энергия горячего ядра туманности и спект­ральные линии, возникающие при переходах на первые энергетические уровни атомов водорода, атомов и ионов гелия и других элементов. Едва ли новые наблюдатель­ные данные об ультрафиолетовом спектре планетарных туманностях существенно изменят основные представ­ления теории, но в любом случае они позволят их уточ­нить. В частности, значительно повысится точность оп­ределения относительного содержания в туманностях различных химических элементов. Но это пока впереди.

А вот о том, как излучают планетарные туманности в противоположном конце электромагнитного спектра, мы уже знаем. Ионосфера и атмосфера Земли пропу­скают «а ее поверхность космическое радиоизлучение в диапазоне длин волн от десятка метров до несколь­ких миллиметров. Раздел астрономии, занимающийся исследованием этого излучения, называется радиоаст­рономией. Она возникла как наука вскоре после вто­рой мировой войны и обогатила нас огромным количе­ством новых сведений о Вселенной.

Хотя планетарные туманности — довольно слабые источники радиоизлучения, они не были обойдены вни­манием радиоастрономов. Сейчас нам известны потоки и спектры радиоизлучения нескольких десятков этих объектов. Этого вполне достаточно, чтобы утверждать, что и в радиодиапазоне планетарные туманности излу­чают так, как должны излучать облака ионизованного газа соответствующей электронной температуры. В от­личие от оптических, радиоспектры планетарных туман­ностей непрерывные. Правда, на их фоне наблюдают­ся слабые эмиссионные линии, возникающие при пере­ходах между очень высокими, с номерами порядка 100, энергетическими уровнями водорода и гелия, но они слишком слабы. Непрерывное радиоизлучение обра­зуется за счет свечения свободных электронов, проле­тающих через электрические поля ионов водорода и гелия, но не захватываемых ими. Этот процесс, харак­терный для умеренно горячей плазмы, получил назва­ние теплового радиоизлучения и в общих чертах соот­ветствует тому, что мы ожидали после того как поня­ли природу оптического излучения планетарных туманностей. Само по себе подобное согласие достоприме­чательно.

Однако природа обычно не дает ученым «почивать на лаврах». Между оптической и радиочастотной об­ластями спектра лежит его инфракрасная область. Ее изучение необыкновенно трудно по двум причинам. Во-первых, земная атмосфера пропускает космическое инфракрасное излучение лишь в нескольких очень уз­ких интервалах, называемых окнами прозрачности. Добавим, что вообще-то эти окна не слишком прозрач­ны; некоторое остаточное поглощение в них всегда за­метно.

Во-вторых, в этой области спектра лежат максиму­мы излучения тел с температурой около 300 К, в изоби­лии окружающих нас на Земле. Это создает мощное излучение фона, на котором очень трудно выделить сла­бенькие потоки инфракрасных квантов, добирающихся к нам из космического пространства.

По сути дела, мы как следует научились регистри­ровать инфракрасное излучение далеких небесных объ­ектов совсем недавно, около 10 лет назад. Для этого, в частности, пришлось научиться охлаждать приемники излучения до температур, близких к абсолютному нулю.

Исследователи планетарных туманностей довольно спокойно ждали первых измерений далекого инфра­красного излучении этих объектов. Предполагалось, что оно слабое и будет состоять из теплового непрерывного спектра и (некоторых не, слишком ярких разрешенных и запрещенных линий. Наказание за столь самоуверенное отношение к природе не замедлило последовать: планетарные туманности — хотя бы некоторые из них — оказались мощнейшими источниками инфракрасного из­лучения в области от 5 до 25 мк!

За семь лет, прошедших со времени этого открытия, астрономы уже успели оправиться от первого шока, тем более что, как оказалось, Вселенная буквально напич­кана сильными инфракрасными источниками. Согласно бытующим сейчас теориям, инфракрасное излучение по­всеместно создается космической пылью — твердыми микроскопическими частицами, рассеянными в прост­ранстве и входящими в состав туманностей (в первую очередь темных и отражательных), окутывающих звез­ды некоторых типов. Излучение звезд нагревает эти частички до температур в десятки или немногие сотни градусов по Кельвину, после чего они начинают излу­чать в далекой инфракрасной области спектра, как и полагается нагретым телам.

Однако такое объяснение применительно к планетар­ным туманностям скорее усложняет, чем проясняет кар­тину. Действительно, почему в одних туманностях эти частицы есть, а в других, вполне подобных, они отсут­ствуют? Во-вторых, откуда они там взялись и как вы­держивают «разрушительные» условия внутри туманно­сти — интенсивное поле жесткого ультрафиолетового излучения и бомбардировку свободными электронами и ионами? Конечно, как это всегда бывает, при теоре­тической интерпретации находятся пути преодоления трудностей. Но было бы преждевременным считать, что мы вполне понимаем природу инфракрасного излучения планетарных туманностей, понимаем так, как, напри­мер, причины возникновения оптических эмиссионных линий. Впрочем, этой загадке всего семь лет, а мы ви­дели, что другие ждали ответа десятилетия...

[:ua]Навіщо природі потрібні планетарні туманності?[:ru]Зачем природе нужны планетарные туманности?[:en]Why would nature need planetary nebulas?

Придумав этот заголовок, мы отнюдь не имели в виду приписывать природе какую-то целенаправлен­ность. Но все же если планетарные туманности сущест­вуют, значит им отведена некая роль в строении и жизни нашей Галактики. То, что мы сможем расска­зать, отвечая на поставленный вопрос, основано на на­ших представлениях о механизмах свечения планетар­ных туманностей и физических условиях в них, а так­же на знаниях из области внутреннего строения и эво­люции звезд.

Хотя отдельные камни этого своеобразного фунда­мента кажутся довольно прочными, в целом он далеко еще не завершен. Проблема инфракрасного излучения планетарных туманностей — хороший тому пример; есть и другие «бреши». Поскольку круг явлений и теорий, затрагиваемых при изложении космогонии планетар­ных туманностей, весьма широк, нам ради краткости придется зачастую обходиться без объяснения некото­рых представлений, предлагая читателям принимать их «а веру. Ну и, наконец, следует предупредить — многое из того, что мы способны сейчас сказать о происхож­дении и развитии планетарных туманностей, носит в той или иной степени гипотетический характер.

В этом нет ничего странного. Поставленная пробле­ма гораздо сложнее тех, с которыми мы имели дело раньше. Ведь рассуждая об эволюции астрономических объектов, мы оказываемся в положении мотылька-одно­дневки, вознамерившегося проследить смену времен го­да. Характерные «времена жизни» космических объек­тов — миллиарды, миллионы, сотни тысяч и редко де­сятки тысяч и тысячи лет. В таком масштабе вся 7000-летняя история цивилизации не столь уж продолжи­тельна. Что же говорить о 50 годах, прошедших со вре­мени первых, по-настоящему осмысленных исследова­ний планетарных туманностей? Но не будем впадать в пессимизм; кое-что мы все-таки уже знаем.

Как только Э. Хаббл обратил внимание на связь между эмиссионными туманностями и горячими звез­дами, этим немедленно заинтерсовались астрономы, занимающиеся физикой звезд. Нетрудно было выяснить, что в диффузных туманностях находятся вполне обыч­ные массивные горячие звезды, в изобилии встречаю­щиеся в Галактике и без видимой связи с туманностя­ми. Однако применительно к ядрам планетарных туман­ностей все оказалось сложнее.

О том, что эти звезды очень горячи, может быть, даже горячее всех прочих, говорил своеобразный вид их спектров. При всем том даже тогда, когда спект­ры ядер планетарных туманностей походили на спект­ры обычных горячих звезд, ядра оказывались в сред­нем на 3—4 звездные величины слабее по яркости. Для того чтобы увязать оба факта, приходилось предпола­гать, что ядра планетарных туманностей очень горячие, до довольно маленькие звезды, радиус которых, воз­можно значительно меньше радиуса нашего Солнца, хотя масса близка к его массе. Такие звезды уже были известны, их назвали белыми карликами.

Этот ранний вывод был интересен сам по себе, но до поры до времени не мог служить стимулом для дальнейших систематических исследований. В первой трети нашего века астрономам еще только предстояло открыть источники звездной энергии, уточнить соответ­ствующим образом теорию внутреннего строения звезд И построить основы теории звездной эволюции. Только после этого название «белый карлик» наполнилось от­четливым содержанием.

Пока же, в 1930-х годах, астрономов занимала про­блема определения расстояний до планетарных туман­ностей. Нетрудно понять, что, зная эти расстояния, мо­жно было найти линейные размеры туманностей, их массу и истинную светимость.

Поскольку планетарные туманности считались га­лактическими объектами, было ясно, что они находятся не так уж далеко. Но, как оказалось, уже слишком да­леко для того, чтобы можно было измерять их триго­нометрические параллаксы. Напомним, что измерение параллаксов — угловых смещений удаленного небесного тела при наблюдениях из противоположных точек зем­ной орбиты — один из очень немногих абсолютных ме­тодов определения расстояний в астрономии. Параллак­тические смещения обычно исчезающе малы даже для ближайших звезд, а предельное расстояние, поддаю­щееся измерению таким способом, не превышает при­мерно 150—200 световых лет. Угол параллакса при этом оказывается менее 0,02"!

Так вот, расстояния до планетарных туманностей оказывались слишком большими и потому для их оцен­ки приходилось пользоваться косвенными методами. Од­ни из них основывались на анализе лучевых скоростей большого числа туманностей. Сопоставляя эти скоро­сти, определяемые спектроскопически, с моделью вра­щающейся Галактики, можно было оценить расстояние до центра выбранной группы туманностей.

Вторая разновидность методов для определения рас­стояний до индивидуальных объектов использовала фи­зические соображения. Еще Э. Хаббл предположил, что видимые угловые размеры туманностей и яркость их ядер можно считать грубыми индикаторами расстоя­ний: чем меньше нам кажется туманность или чем сла­бее ее ядро, тем, вероятно, дальше от нас она отстоит. Конечно, при этом неявно предполагается, что как ли­нейные размеры туманностей, так и яркости их ядер примерно одинаковы. В других методах одинаковой считалась абсолютная светимость туманностей. Хотя эти предположения были заведомо произвольными, а потому едва ли верными, иного выхода не было.

Расстояния до одних и тех же туманностей, опреде­ленные различными методами, редко совпадали. Кроме того, оказывалось, что разброс масс или размеров, или светимостей туманностей и их ядер огромен. Создава­лось впечатление, что эти объекты, как будто похожие друг на друга по виду и физическим условиям в них, одновременно и без очевидной системы сильно отли­чаются Друг от друга по масштабам. Естественно, что втиснуть столь своевольные объекты в рамки какой-ни­будь единой эволюционной схемы было очень трудно. Представление о планетарных туманностях как об объ­ектах одного определенного класса вновь оказалось под сомнением. При всем том проблема их космогонической роли и эволюции становилась все более насущной. То­му были свои причины.

Начиная с конца 40-х годов к астрономическим ин­струментам прибавились светосильные телескопы с большим полем зрения. Если перед объективом такого телескопа установить призму с малым преломляющим углом, то изображение каждой из звезд в поле зрения растянется в крохотный «спектрик», позволяющий, впро­чем, судить о том, имеем мы дело со звездой или ту­манностью. Систематические обзоры неба с примене­нием этой методики позволили значительно пополнить список планетарных туманностей. Их общее число воз­росло с нескольких десятков в начале нашего столетия до более тысячи. В большинстве своем это были туман­ности очень малых угловых размеров, порою по виду неотличимые от звезд, — «звездообразные».

Открытие многих новых планетарных туманностей позволило уточнить их видимое распределение по небу. Оказалось, что они тяготеют к Млечному Пути — к пло­скости гигантской галактической спирали и к ее неви­димому (из-за межзвездного поглощения) центру. Правда, эта тенденция была выражена у планетарных туманностей не очень сильно: в этом смысле они зани­мали промежуточное положение между горячими мас­сивными звездами, резко концентрирующимися к га­лактической плоскости, и сравнительно холодными звез­дами малой массы, гораздо более многочисленными, вовсе не показывающими концентрации к галактической плоскости, но зато сгущающимися к центру Га­лактики.

Лет 20 назад астрономам стало понятно, что харак­тер распределения в Галактике объектов того или ино­го класса имеет четкую эволюционную и космогониче­скую подоплеку. Помогла в этом одна из самых изящ­ных и вместе с тем величественных астрофизических теорий — теория внутреннего строения и эволюции звезд. Здесь нам придется отвлечься и хотя бы очень схематично изложить ее основные представления при­менительно к звездам с массой, близкой к массе Солн­ца, т. е. 2 • 10³³ г.

Сейчас считается, что звезды возникают из рассеян­ного в пространстве вещества, которое при определен­ных условиях и под действием самопритяжения конден­сируется в огромные сгущения — протозвезды. По мере сжатия плотность вещества в недрах протозвезды воз­растает и, согласно законам термодинамики, растет тем­пература. Звезда разогревается и начинает светиться, хотя и слабо.

В какой-то момент плотность в центральных обла­стях молодой звезды достигает десятков граммов в ку­бическом сантиметре, а температура — десятка миллио­нов градусов. Тогда там возникают реакции ядерного синтеза: водород, из которого в основном состоит звез­да, начинает превращаться в гелий. Реакции такого рода сопровождаются обильным энерговыделением, и потому температура в звезде еще поднимается, а сжа­тие приостанавливается. Возникает обычная нормаль­ная звезда, подобная нашему Солнцу.

Так продолжается долго, но не вечно. Наступает мо­мент, когда запасы водорода в звездных недрах исто­щаются. Падают энерговыделение, температура, а цент­ральные области звезды начинают оседать и сжимать­ся под тяжестью ее внешних оболочек. Дальнейшая судьба звезды всецело зависит от ее массы. Если она меньше примерно двух масс Солнца, то в центре звезды образуется горячее, но лишенное собственных источни­ков энергии гелиевое ядро. Водородные реакции пере­местятся в прилегающие к нему слои, где плотность и температура еще достаточно высоки, а водорода пока много. Внешние оболочки звезды реагируют на все это несколько неожиданным образом: они расширяются и остывают. Однако общая светимость звезды возрастает, так как падение температуры с лихвой компенсируется ростом излучающей поверхности. Звезда превращается в то, что астрономы зовут красным гигантам.

Тем временем водород начинает иссякать и в окре­стностях гелиевого ядра. Размеры ядра соответственно растут, а плотность и температура в нем повышаются. Когда температура достигнет сотен миллионов граду­сов, в гелии вспыхивают термоядерные реакции нового типа, перерабатывающие его в еще более тяжелые углерод, кислород и неон. Но гелий «сгорает» гораздо быстрее водорода, и скоро в звезде опять образуется ядро без источников энергии уже углеродно-кислородное по составу. Опять возникают слоевые зоны горения остатков гелия, опять расширяются внешние слои звезды.

Мы пока не можем уверенно проследить дальнейшую судьбу звезды, хотя самый конец, ее жизненного пути нам ясен. Состарившаяся звезда не очень большой начальной массы обязана превратиться в крохотную, с радиусом порядка 0,1 солнечного радиуса, горячую звез­дочку, полностью лишенную термоядерных источников энергии и не способную сжиматься дальше под дейст­вием собственного тяготения. Центральная плотность в такой звезде — ее-то и называют белым карликом — должна достигать немыслимых величин в сотни тысяч и миллионы килограммов в кубическом сантиметре. Од­нажды образовавшись, белый карлик может лишь очень медленно гаснуть, остывая и превращаясь в чер­ный карлик — своего рода «звездный огарок».

Скорость звездной эволюции, ее шкала времени оп­ределяются в первую очередь начальной массой звез­ды. Звезды, массивнее нашего Солнца раз в 10—20, живут бурной и короткой жизнью, которая, возможно, заканчивается гигантским взрывом. Звезды малой мас­сы, наоборот, долгожители; их возраст многие милли­арды лет. Массивные сравнительно молодые звезды со­средоточены исключительно вблизи галактической пло­скости, где много межзвездной пыли и газа, из которых они недавно образовались и продолжают образовывать­ся. Звезды же малой массы, возникшие едва ли не од­новременно с самой Галактикой, образуют огромную сферическую систему, как бы заполняя тот объем, который миллиарды лет назад занимала новорожденная Галактика.

Таким образом, если распределение планетарных ту­манностей — промежуточное между этими крайними случаями, то они, вернее их ядра, и не очень молоды, и не предельно стары, а скорее звезды среднего или преклонного возраста. Но какого именно?

Мы уже говорили о том, что аналогия между ядра­ми некоторых планетарных туманностей и белыми кар­ликами была проведена впервые лет 40 назад. Но пер­вую, достаточно полную эволюционную схему планетар­ной туманности и ее ядра предложил в середине 50-х годов известный советский астрофизик И. С. Шклов­ский. Для этого пришлось очередной раз возродить представление о планетарных туманностях как о физи­чески родственных друг другу объектах.

Действительно, трудно представить себе, чтобы аст­рономические объекты, сходным образом расположен­ные в Галактике, подобные по своим морфологическим характеристикам, одинаковые по внутренним физиче­ским условиям и химическому составу, не имели бы ге­нетической общности. Дополним перечень родственных черт планетарных туманностей еще одной важной их особенностью. Еще на заре спектроскопического изуче­ния планетарных туманностей было обнаружено, что спектральные линии в них раздваиваются. Согласно эффекту Доплера, это указывало либо на расширение, либо на сжатие газовой оболочки. Облако горячего га­за, висящее в пространстве на значительном расстоя­нии от звезды, обязано именно расширяться, причем с определенной и сравнительно небольшой скоростью в несколько десятков километров в секунду. Такая точ­ка зрения на динамику планетарных туманностей возоб­ладала еще много лет назад, но лишь сравнительно недавно была подтверждена прямыми измерениями углового расширения некоторых из них.

И. С. Шкловский изучил следствия, которые влечет за собою неограниченное расширение планетарных ту­манностей в окружающее пространство, и дополнил кар­тину явления гипотезой о том, что главным парамет­ром, определяющим физическую общность планетарных туманностей, является их масса. В итоге ему удалась предложить простой метод определения индивидуаль­ных расстояний до планетарных туманностей. Поразмыслив, можно убедиться, что при заданной массе рас­ширяющегося газового облака существует довольно простое соотношение между этой массой, видимой яр­костью, угловыми размерами и расстоянием до объ­екта.

Средняя величина массы планетарных туманностей оказалась около 0,1 массы Солнца, а их характерные размеры — в тысячи и десятки тысяч раз больше радиу­са земной орбиты.

Проследив историю расширяющегося газового обла­ка, И. С. Шкловский показал, что планетарная туман­ность — образование сугубо временное. Расширяясь с характерной для нее скоростью, она довольно быстро (за какие-нибудь тысячи лет) ослабнет и исчезнет из вида. Так как планетарных туманностей в Галактике многие десятки тысяч, то скорость их образования — не менее нескольких туманностей в год.

Если так, то планетарные туманности становятся вполне обычными объектами, возникающими из каких-то достаточно многочисленных в Галактике звёзд. По мнению И. С. Шкловского, такими звездами должны быть красные гиганты небольшой массы — порядка мас­сы Солнца. Протяженные оболочки красных гигантов разрежены и довольно слабо связаны с ядром. Нетруд­но предположить, что в результате каких-то внутренних процессов такая оболочка отделится от звезды и уйдет в (пространство. В центре туманности останется, так сказать, «обнаженное» горячее, маленькое и плотное ядро звезды. И по виду, и по своей физической сущ­ности оно сильно напоминает белый карлик, хотя еще не является им.

Многочисленность планетарных туманностей в Га­лактике заставила астрономов задуматься над тем, не проходит ли через эту стадию любая нормальная звез­да, подобная нашему Солнцу. Не ждет ли и его такая участь — вопрос для нас не совсем безразличный. Ког­да-нибудь запасы термоядерного горючего в Солнце ис­черпаются; сначала оно превратится в красный гигант, заполнив собою пространство чуть ли не орбиты Мер­курия. Земля к тому времени превратится в раскален­ный мир с температурой поверхности' в несколько сотен градусов. Затем, после каких-то неизвестных, может быть, бурных процессов, разреженное солнечное веще­ство затопит всю планетную систему, а по прошествии нескольких тысяч лет ночное небо, некогда такое чер­ное, засветится призрачным зеленоватым сиянием. Днем Землю будет заливать потоками ультрафиолетового из­лучения маленькая прозрачно-голубая звездочка, не­когда бывшая нашим Солнцем. Ну а еще через деся­ток тысяч лет туманность рассеется, черное небо вновь усеют сонмы блестящих звезд, снова проступит полоса Млечного Пути. И еще миллионы или даже сотни мил­лионов лет маленькое, постепенно краснеющее, стыну­щее крохотное Солнце будет слабо освещать холодную и, вероятнее всего, безжизненную поверхность нашей планеты...

Картина мрачноватая, но не будем предаваться унынию. Все эти рассуждения станут актуальными лишь через пару миллиардов лет, если, конечно, зем­ная цивилизация просуществует этот невообразимый для живого (и потому смертного) срок. Да и уверен­ности в том, что все это будет именно так, у нас пока нет.

Эволюционные идеи значительно оживили интерес к проблеме планетарных туманностей, в частности, со стороны специалистов в области внутреннего строения звезд. Эта теория, дойдя до изучения поздних стадий звездной эволюции, начинающихся с перехода звезды в состояние красного гиганта, столкнулась с определен­ными трудностями. Оказалось необходимым вводить в рассмотрение какие-то процессы, благодаря которым звезда могла бы и избавляться от избыточного вещест­ва, препятствующего сохранению равновесия между си­лами тяготения и внутреннего давления в звездных нед­рах. Таким образом, отождествление планетарных ту­манностей с каким-то этапом в жизни красного гиган­та оказалось весьма кстати. Заметим, впрочем, что мно­гочисленные попытки объяснить механизм отделения туманности от ее родительской звезды или указать, из. каких именно звезд образуются со временем планетар­ные туманности, пока не увенчались особым успехом. Однако в этом тоже нет ничего странного.

Во-первых, наши представления о поздних стадиях звездной эволюции пока весьма схематичны. Не хва­тает фактов, знания многих физических процессов, не хватает порою мощности современных ЭВМ. Наш об­щий подход к теории внутреннего, строения и эволюции звезд пока основан на расчете стационарных, равновесных моделей. Потому он лишь с трудом может приме­няться для изучения разного рода переходных процес­сов, связанных в том числе с выбросом или даже плав­ным отделением от звезды части ее вещества.

Во-вторых, недостаточно изучен целый ряд так на­зываемых нестационарных звезд и звезд с различными особенностями, среди которых только и могут быть не­посредственные предшественники планетарных туман­ностей и их ядер. В общем, здесь еще предстоит про­делать огромную и, вероятнее всего, длительную ра­боту.

Более перспективной представляется попытка по­дойти к проблеме не из прошлого, а из настоящего вре­мени, от наблюдаемых фактов. Действительно, мы зна­ем, наблюдаем и исследуем уже образовавшиеся плане­тарные туманности. Нельзя ли, мысленно обратив их расширение, восстановить физическую картину, непо­средственно предшествующую отделению туманности от звезды? Тогда будет легче отыскать «родителей» пла­нетарных туманностей в звездном мире, т. е. почти от­ветить на главный вопрос о космогонической роли ту­манностей и их ядер.

Увы, сделать так пока не удается. Не хватает неко­торых теоретических и многих фактических наблюда­тельных сведений. Действительно, для того чтобы «об­ратить» процесс расширения, надо хорошо знать его характер, т. е. динамику планетарных туманностей. На­до, разумеется знать также их строение.

Под действием каких сил расширяется планетарная туманность? Некогда, лет 30—40 назад считали, что основным фактором, определяющим это расширение, является световое давление мощного ультрафиолетово­го излучения ядра и накапливающихся в туманности квантов линии Лайман-альфа водорода. Мы помним, что эти кванты не способны дробиться, но и выйти из туманности им трудно, так как водородная среда, да­же ионизованная, для них весьма непрозрачна.

Позднее, с развитием теории переноса излучения в спектральных линиях, эти Ёоззрения пришлось пере­смотреть. Оказалось, что световое давление неспособно быстро разогнать сравнительно массивную туманность до наблюдаемых скоростей расширения. В те же годы арсенал астрофизики, пополнился методами физики сплошной среды — аэро- и гидродинамики. Стало ясно, что нет особой необходимости привлекать для объясне­ния расширения планетарных туманностей экзотические механизмы. Разлет в пустоту облака горячего газа под действием сил внутреннего давления в принципе может объяснить многие особенности динамики и морфологии планетарных туманностей. Однако применение теории к конкретным случаям оказывается весьма сложным как из-за громоздкости расчетов, так и из-за примитив­ности наших морфологических представлений.

О строении планетарных туманностей можно пока сказать, да к тому же с оговорками, лишь то, что они представляют собою гигантские газовые кольца доволь­но сложной внутренней структуры, видимые нами то сбоку, то вдоль оси симметрии (см. рис. 1). Есть веские основания считать, что как распределение газа внутри этих колец, так и физические условия в них весьма не­однородны, но подробности строения туманностей пока почти не известны.

Вообще говоря, уровень современной наблюдательной астрофизики позволяет или почти позволяет получить требуемые данные уже сейчас. Однако для этого нужно было бы систематически и на долгие годы занять круп­нейшие и самые совершенные из существующих теле­скопов только для исследования планетарных туманно­стей.

Мы уже рассказывали, как успех в развитии науч­ного исследования, давая ответ на один вопрос, обяза­тельно ставит несколько новых. Так уже бывало в исто­рии изучения планетарных туманностей; нечто подоб­ное совершается сейчас. Все же многое об этих объ­ектах мы уже знаем и надеемся, что знаем правильно. Эта надежда позволяет нам закончить рассказ о 200-летней истории загадки планетарных туманностей сло­вами, принадлежащими видному американскому астро­физику Л. Адлеру: «Планетарные туманности — это венки, которыми природа украшает умирающие звез­ды».

[:ua]Трохи загальних міркувань[:ru]Немного общих рассуждений[:en]Some common arguments

Итак, мы проследили историю исследования плане­тарных туманностей и познакомились в общих чертах с современными представлениями об этих любопытных космических объектах. Насколько интересно это полу­чилось, зависит от достоинств или недостатков нашего повествования и от склонности читателя следить за пе­рипетиями научного поиска.

Планетарные туманности — лишь одна из множест­ва разновидностей астрономических объектов, наполня­ющих Вселенную. Более того, не они привлекают сей­час наибольший интерес исследователей и вызывают са­мые шумные научные дискуссии. И все же, просто обой­дя эту проблему и двинувшись дальше, мы неизбежно почувствуем брешь в своем научном тылу. Образно вы­ражаясь: не поняв нашу Галактику, трудно помять дру­гие галактики, а не поняв их, мы не поймем и Все­ленную. Но картина Галактики без планетарных туман­ностей явно не полна. Такими соображениями мы ру­ководствовались, когда принимались за эту брошюру.

Рассказывая об истории исследования планетарных туманностей, нам пришлось затронуть многие разделы астрономии и астрофизики; без этого рассказ потерял бы связность. Тем самым лишний раз подтверждается, что астрономия — наука комплексная, существующая во взаимосвязи своих, порою весьма далеких друг от друга направлений.

Конечно, астрономия представляет собою часть фи­зики, если рассматривать последнюю как всеобъемлю­щую совокупность знаний о природе. Астрономия ши­роко пользуется теоретическими и экспериментальными методами различных областей современной физики, не может существовать и развиваться без этого. При всем том за века своего существования астрономия накопила огромный фактический материал, создала свои собст­венные оригинальные способы подхода к исследованию той части природы, изучением которой она занимается. Не зная этих фактов и этих методов, трудно успешно работать в астрономии, даже находясь во всеоружии какого-нибудь из важнейших разделов другой науки. В этом одна из трудностей современной астрономии: астроном обязан быть своего рода универсалом.

И еще одна особенность астрономии: она вынужде­на ограничиваться тем, что природа сама сообщает ей о себе. Мы не в состоянии, например, провести прямой астрофизический эксперимент — скажем, изготовить звезду заданной массы и химического состава и по­смотреть, что из этого получится. Поэтому в астрономии всегда и неизбежно на первый план выдвигался сбор фактических сведений о природе — наблюдения. Опыт астрономии показывает, что Вселенная устроена много сложнее, чем это порою представлялось ученым, и потому никакие теоретические предсказания не заме­няют сбора и анализа фактических данных — трудоем­кого дела, длительного и неблагодарного.

На протяжении истории изучения планетарных ту­манностей иногда казалось, что мы близки к их разгад­ке. Но неизбежно получалось так, что каждый раз мы отвечали лишь на один какой-то вопрос, дополняя огромную и неизвестную нам картину одним или двумя штрихами. Сейчас эти исследования «уткнулись» в из­вечную проблему астрономии: опять нужны новые, более точные и более подробные наблюдательные дан­ные. В конечном счете опять-таки нужны большие со­вершенные телескопы и современные регистрирующие устройства, нужны годы и десятилетия упорного труда. И это — для исследования планетарных туманностей, объектов сравнительно простых как с физической, так и с наблюдательной точек зрения, объектов ярких, ком­пактных и близких. Что же говорить тогда об исследо­вании, окажем, невообразимо далеких слабых галактик или поистине загадочных квазизвездных объектов, или других подобных сюрпризов, которые время от времени преподносит нам звездное небо?

Вселенная — самое загадочное из известных нам явлений природы. Невероятное разнообразие физиче­ских условий, совершенно не доступных для земного эксперимента, не поддающиеся воображению расстоя­ния и периоды времени — все это много раз ставило ученых перед соблазнам предположить, что в том или ином непонятном астрономическом объекте действуют силы, неизвестные нам из земного опыта, содержится вещество, никогда не бывалое на Земле и потому не­известное.

Но каждый раз развитие науки опровергало эти на­дежды: вспомним хотя бы историю с «новым» элемен­том «небулием». Более того, все множество астроно­мических знаний пока говорит нам о том, что всюду в необъятной Вселенной действуют физические зако­ны, известные нам на Земле. Само по себе это удиви­тельно и «е так уж очевидно, но это так.

Разумеется, не следует, да и не хотелось бы отвергать самую возможность того, что когда-то мы столк­немся в космосе с новыми законами природы, новыми формами существования материи. В принципе это мо­жет случиться в любой момент. Однако чтобы подобное предположение приобрело весомость, нужна огромная работа по его проверке и перепроверке. Лишь тогда, когда многие независимые доказательства, теоретиче­ские и экспериментальные, подтвердят, что явление не укладывается в традиционные рамки, мы сможем робко сказать: да, наверное, мы натолкнулись «а что-то дей­ствительно новое.

В этом своеобразном консерватизме, свойственном любой из естественных наук, есть свой смысл. Он — своего рода защитная реакция науки как системы зна­ний. Действительно, наука, созданная в результате многовекового труда десятков, сотен, а то и тысяч ода­ренных людей, не может позволить себе рухнуть при первом же подозрении на ее несовершенство. К тому же на протяжении своей истории она привыкла к тому, что подобные подозрения слишком часто оказываются несостоятельными.

В этой связи уместно вспомнить об одном досадном явлении, которое подчас весьма досаждает ученым. Со­временное общество отличается широкой распростра­ненностью научных знаний. Это естественно и справед­ливо: наука существует за счет общества и работает на его благо. Поэтому плоды научных исследований могут и должны становиться достоянием всех людей.

Однако порою знакомство с наукой по упрощенному популярному изложению создает у некоторых представ­ление, будто им удалось понять нечто, мимо чего про­шли или чего не поняли профессиональные ученые. На­чинаются, конечно, из лучших побуждений, обращения в научные организации с требованиями обсудить, опуб­ликовать, признать новое открытие. «Открытие», как правило, свидетельствует лишь о недостаточной компе­тентности, а часто, увы, даже неграмотности его авто­ра. Однако по нашим советским законам любой чело­век, обратившийся в государственное учреждение, име­ет право на компетентный ответ. И вот квалифициро­ванным людям приходится тратить время и силы на рецензирование трудов и убеждение авторов псевдоот­крытий.

По нашим наблюдениям от этого своеобразного на­учного графоманства особенно страдают две «общедо­ступные» науки: астрономия и метеорология. Оказы­вается, очень многие знают, как устроена Вселенная и как правильно предсказывать погоду.

Ранее на страницах этой брошюры мы упоминали имена нескольких дилетантов, внесших, однако, неоце­нимый вклад в науку. Но это были действительно вы­дающиеся люди, которые, хотя и начинали как ученые-любители, но быстро превращались в профессионалов. Ну а за последние 50 лет к тому же настолько возрос объем научной информации и сложность одних только фундаментальных научных представлений, что никакая интуиция и гений уже не в состоянии заменить систе­матических знаний.

Неизмеримо усложнилось и потому с.тало очень до­рогим инструментальное оснащение науки. Все, что можно было увидеть или измерить более простыми средствами, уже увидено и измерено.

В нашей стране, как ни в одной другой, облегчен доступ к научному образованию, тратятся огромные средства на развитие науки. Хочется сказать всем, бес­корыстно ратующим за ее интересы: пожалуйста, при­ходите, работайте, но сначала выучитесь и не тратьте свое и чужое время понапрасну, не открывайте того, что уже было открыто до вас, и не пытайтесь заставить науку пересмотреть уже давно отвергнутые концепции!

Наука, в том числе астрономия, открывает поистине беспредельное поле для приложения сил и таланта. Ее история изобилует свершениями и драмами. Пути ее развития никогда не будут вполне очевидными, но ясно одно: познание безгранично. И в этом — жизнь и счастье исследователя!