Звезды, туманности, галактики

Труды симпозиума, посвященного 60-летию академика В. А. Амбарцумяна
Бюракан, 16 - 19 сентября 1968 года

Физика нестационарных звезд и туманностей

ОСОБЕННОСТИ НЕПРЕРЫВНОГО СПЕКТРА И СТРУКТУРА ТУМАННОСТИ, ОКРУЖАЮЩЕЙ МЕРОПУ (IС 349)

Ю. И. ГЛУШКОВ   
Астрофизический институт АН КазССР
В настоящее время наблюдается некоторое оживление интереса к отражательным туманностям. Однако спектры их практически не изучены. Еще со времен снимков Слайфера укоренилось мнение, что они есть копия спектров освещающих звезд, хотя это сходство основано только на наличии одинаковых линий поглощения; правда, Гринстейн отмечал, что в туманности последние могут быть усилены, по сравнению си звездой. Непрерывные спектры вообще никогда не рассматривались более или менее строго. В общепринятом представлении модель туманности довольно проста: свет звезды рассеи­вается на частицах, сравнимых по размеру с длиной волны, поэтому она слегка голубее звезды. Работа К. Шалена, показавшего, что туманность у Меропы краснее этой звезды, счи­талось возможно ошибочной, тем более, что сам автор указы­вал на неточность нуль-пункта показателей цвета [I].
В 1963 году мною был получен ряд снимков туманностей в Плеядах на 50 см; телескопе Д. Д. Максутова. Сравнение фокальных снимков туманности у Меропы с внефокальными снимками этой звезды в интервалах спектра 4300—4700 А и 4400—3600 А уже тогда показало, что свечение туманности в синих лучах сильнее фиолетового и ультрафиолетового, т.е. туманность краснее звезды. Затем были получены снимки в других областях спектра. Ими охвачен диапазон 3600—7000 А, вырезались взаимоперекрываемые участки от 300 до 800 А, Результаты этих исследований опубликованы в работе автора [2]. В начале 1967 г. нами были получены снимки спектра туманности у Меропы при помощи светосильного дифракционного спектрографа, установленного в ньютоновском фокусе 70 см телескопа АЗТ-8. Дисперсия—330 А/мм. Результаты представлены в работе [З], выполненной совместно с З. В. Карягиной, и подтвердили фильтровые наблюдения. В данном сообщении кратко излагаются полученные в этих работах результаты (с незначительными изменениями).
Туманность у Меропы грубо можно представить двумя частями: окрестности звезды—четыре системы волокон и периферийная часть—область диффузной конденсации диаметра — 10', центр которой находится в 10' к югу от Меропы. Конденсация напоминает ядро кометы с ярким хвостом, рас­ширяющимся к Меропе и пересеченным длинным прямолиней­ным темным волокном; размытый слабосветящийся второй ее хвост прослеживается до Электры. Светлые и темные волокна огибают конденсацию с юго-востока; юго-западная часть ее кажется погруженной в более или менее однородное темное облако. Связь светящейся и темной материи в туманности весьма сложна. При внимательном анализе фотографий а красных лучах можно заметить несколько десятков звезд 15—21m , окруженных темными ореолами диаметра 10—30m (своего рода глобулы). Нередко цепочки таких глобул образуют темные волокна, окаймленные светящимися ободками, которые можно назвать светлыми волокнами. Иногда последние соединяют две соседних глобулы. От некоторых звезд в этих глобулах отходят небольшие светлые кометарные хвосты. Наличие таких деталей заставляет думать, что туманность это сложный комплекс звезд слабых светимостей, связанных с конденсациями разной плотности, имеющими протяженные оболочки.
Обычно эти туманности считают оптически тонкими, хотя из работ Бнннендайка и Эггена следует, что поглощение к югу от Меримы достигает 1.m 5 и более [4, 5]. О большой оптической толще в области диффузной конденсации до некоторой степени свидетельствуют и данные о поляризации света туманности, полученные А. В. Курчатовым [6]. Степень поляризации там не превышает 3%, хотя в других направлениях на таком же расстоянии от Меропы доходит до 20%.
Рассмотрим свечение туманности на основе анализа величин еТ /е* (отношение освещенности от туманности в данной точке к освещенности от Меропы в относительных единицах). Можно убедиться, что с удалением от звезды повышается роль длинноволнового свечения и довольно значительно. Примечательны максимум в области 4600 А и депрессия фиолетового свечения.
Более тонкая структура непрерывного спектра туманности в области 3800—5000 А проявляется на рис., полученном из спектральных наблюдений [З]. Щель спектрографа вырезала разные области туманности, однако ошибки измерений не позволили получить надежные кривые для отдельных ее участков. Поэтому кривая на рис. дает общее представление о свечении туманности на расстояниях 3—15 от Меропы. Штрихами на этом рисунке показана кривая распределения энергии в непрерывном спектре Меропы, полученная А. В. Харитоновым [7]. Значение Е* =0,0164 эрг/см2 сек см для 4000 А принято за единицу. Исходя из рис. 2, о непрерывном спектре туманности можно сказать следующее. В области 3900 А имеется максимум, от 3900 до 4300 А спад, затем подъем до 4500 А, снова спад до 4800 А и опять подъем. Далее уверенных спектральных данных пока нет; хотя в настоящее время имеются снимки спектров до 7000 А. Из наблюдений с фильтрами следует, что в зеленой области (?эфф5700А) имеет место сильная депрессия свечения туманности.
Какие-либо определенные выводы о природе максиму­мов и минимумов сделать трудно, но можно отметить два обстоятельства. Во-первых, область 4500 А близка к неотож­дествленной полосе поглощения 4430, крылья которой простираются иногда до 150 А и иногда проявляют эмиссию. Хатчингсом было обнаружено, что полоса 4430 имеет переменную интенсивность [8]. В работе автора [2] указывается, что свечение туманности у Меропы в области 4300—4700 А возможно нестационарно. Во-вторых, Уитфорд нашел, что кривая межзвездного ослабления может быть представлена двумя прямыми с изломом у 4500 А [9]. Позднее Нанди указал на область 4300—4400 А [10]. Вряд ли случайно вес это наблюдается в спектральном диапазоне, где имеются наиболее сильно выраженные особенности свечения туманности. Вполне вероятно, что все эти явления связаны между собой и есть по-разному проявляющиеся стороны одного про­цесса—широкополосной флуоресценции межзвездной материи.
Столь сложная структура туманности и неприятное соседство горячих В-звезд скопления затрудняют построение модели, необходимой для получения оптической толщи и плотности материи, расположенной вокруг Меропы, не говоря уже о волнообразном характере непрерывного спектра. Хотя эта задача представляется весьма спекулятивной, нами был рассмотрен случай плоскопараллельной модели с плотностью. растущей к периферии. Ориентировочные оценки приводят к плотности в области конденсации не менее 10-21 г/см3 и массе последней 1—3 МСолнца. Имеются основания думать, что периферийные области туманности погружены в облако частиц молекулярных размеров, имеющих очень низкое альбедо.
Несомненно, изучение непрерывных спектров газово-пылевых туманностей очень важно. Но, наряду со спектральными, крайне желательны наблюдения с интерференционными фильтрами, центрированными на участки спектра, где проявляются аномалии, скажем, на области 3900, 4200, 4500, 4800 А.
Не исключено, что отражательные туманности могут быть локальными центрами звездообразования. Поэтому изучение поглощения и собственных движений слабых звезд, включенных в туманности, весьма актуально.

В заключение отметим интересную особенность расположения слабосветящейся материи вокруг Плеяд в радиусе до 4?. Намечается спиральная структура. Выявлено два довольно четких рукава [2].

Л И Т Е Р А Т У Р А

1. С. Schalen, Centennial Symposia, Harvard Mon., No. 7, 11, 1948.
2. Ю. И. Глушков. Труды Астрофиз. ин-та АН КазССР, 10, 87, 1968.
3. 3. В. Карягина.Ю. И. Глцшков, Труды Астрифиз. ин-та АН КазССР. 10. 124, 1968.
4. L. Binnendijk. Ann. Sterrew. Leiden, 19, 2, l946.
5. О.J. Eggen. Astrophys. J., 3, 81, 1950.
6. Л. В. Курчаков, Труды Астрофиз. ин-та АН КазССР, 8, 40, 1967.
7. Л. В. Харитонов, Астрон. ж., 44. 670, 1967.
8. J. В. Hutchings, Observatory, 87. 961, 273, 1967.
9. А. Е. Whitford, Astr. J., 63, 201, 1958.
10. К. Nandy, Publ. R. Obs. Edinburgh, 3, 142, 1964.

Аккреция