5. Излучение звёзд в ультрафиолетовой области спектра.
Свечение газовых туманностей в линиях многих атомов (однако, как увидим ниже, не всех) происходит так же, как свечение в линиях водорода в результате фотоионизаций и последующих рекомбинаций. Эти атомы поглощают энергию звезды за границами своих основных серий и излучают её частично в видимой области спектра. Так, в частности, светятся туманности в линиях гелия и ионизованного гелия.
На рисунке 30 схематически изображено распределение энергии в спектре звезды и указаны те области спектра, за счёт энергии которых туманность светится в линиях водорода, гелия и ионизованного гелия. Напомним, что энергии ионизации 𝙷, 𝙷𝚎 I и 𝙷𝚎 II равны соответственно 13,6, 24,6 и 54,4 эВ, в то время как энергия квантов в видимой части спектра порядка 2—3 эВ. Следовательно, свечение туманностей в линиях рассматриваемых атомов происходит за счёт энергии звезды в далёкой ультрафиолетовой области спектра.
Рис. 30
По интенсивностям линий разных атомов, возникающих в результате фотоионизаций и рекомбинаций, можно определять температуры звёзд, как и по интенсивностям водородных линий. Будем считать, что туманность поглощает все кванты звезды за границей основной серии данного атома. Тогда число этих квантов (как и в случае атома водорода) будет равно числу квантов, излучаемых туманностью во второй серии. Поэтому для определения температуры звезды получаем следующее уравнение, являющееся обобщением уравнения (22.27):
∞
∫
𝑥₀
𝑥² 𝑑𝑥
𝑒𝑥-1
=
𝑄
∑
𝐴
𝑖
𝑥𝑖³
𝑒𝑥𝑖-1
.
(22.29)
Здесь 𝑥₀=ℎ₀/𝑘𝑇∗ — частота ионизации из основного состояния рассматриваемого атома. Суммирование в правой части уравнения (22.29) ведётся по линиям этого атома в видимой части спектра, а множитель 𝑄 представляет собой отношение числа квантов во второй серии к числу квантов в наблюдаемых линиях. Для водорода 𝑄=1, если наблюдаются все линии бальмеровской серии. Для других атомов величину 𝑄 можно оценить на основании теоретических определений интенсивностей эмиссионных линий (см. § 24). Следует отметить, что в точном знании величины 𝑄 нет необходимости, так как большое изменение интеграла в левой части уравнения (22.29) соответствует небольшим изменениям температуры.
Определение температуры звезды по линиям разных атомов приводит, вообще говоря, к различным результатам. Например, для ядра туманности NGC 7009 получена температура 55 000 К по линиям водорода и 70 000 К по линиям ионизованного гелия. В некоторых случаях расхождение между температурами ещё больше.
Для объяснения таких результатов мы должны считать, что интенсивность излучения звезды не может быть представлена формулой Планка с одной и той же температурой во всех участках спектра. Кроме того, различия в температурах, определённых по линиям разных атомов, могут быть вызваны неполным поглощением туманностью излучения звезды за границами основных серий некоторых атомов. В последнем случае, как было выяснено выше, уравнение (22.29) даёт заниженные значения температуры.
При практическом применении изложенного метода определения температур звёзд большая трудность состоит в нахождении величин 𝐴𝑖 из сравнения спектров туманности и звезды. Поэтому значительный интерес представляет возможность определения 𝑇∗ по отношению интенсивностей линий двух каких-либо атомов в спектре туманности. Очевидно, что в этом случае величина 𝑇∗, по существу, находится из сравнения между собой участков спектра звезды за границами основных серий этих атомов.
Впервые указанная возможность была использована В. А. Амбарцумяном, предложившим определять температуру звезды по отношению интенсивностей линий 𝙷β водорода и λ 4686 Å ионизованного гелия в спектре туманности. Чтобы связать это отношение с величиной 𝑇∗, мы можем воспользоваться уравнением (22.29), написав его сначала для водорода, а затем для ионизованного гелия. При этом в правой части уравнения (22.29) в первом случае ограничимся линией 𝙷β, а во втором — линией λ 4686 Å. Соответствующие значения величины 𝑄 в обоих случаях будут близки между собой, так как атомы 𝙷 и 𝙷𝚎⁺ подобны друг другу, а эйнштейновские коэффициенты вероятностей переходов 4→2 и 4→3 (при которых излучаются рассматриваемые линии) почти одинаковы. Поэтому, разделив одно из упомянутых уравнений на другое, мы приближённо (с точностью до множителя, близкого к единице) получаем
4𝑥₀
∫
𝑥₀
𝑥² 𝑑𝑥
𝑒𝑥-1
∞
∫
4𝑥₀
𝑥² 𝑑𝑥
𝑒𝑥-1
=
𝐸𝙷β
𝐸λ4686
(22.30)
где 𝑥₀ — величина, определённая формулой (22.26) для водорода.
Температуры звёзд, определённые при помощи уравнения (22.30), оказываются весьма высокими. Например, для ядра туманности NGC 7009 была получена температура 115 000 K. По-видимому, столь высокие значения температур объясняются в основном неполным поглощением туманностью излучения звезды за границей лаймановской серии. Такое объяснение кажется вероятным потому, что в туманностях, в которых дважды ионизован гелий, должен быть в сильной степени ионизован водород. Вследствие этого оптическая толщина туманности за границей серии Лаймана может быть меньше единицы.
Для определения температур звёзд по эмиссионным линиям в спектрах туманностей могут быть использованы линии не только водорода, гелия и ионизованного гелия, но и других атомов (𝙽 III, 𝙲 IV и т.д.). Вместо температур можно также определять просто числа квантов, излучаемых звездой за границами основных серий атомов. При этом для атомов с небольшими потенциалами ионизации (𝙷, 𝙷𝚎) необходимо учитывать возможность неполного поглощения туманностью таких квантов. Кванты за границами основных серий атомов с большими потенциалами ионизации обычно поглощаются туманностью полностью. Таким образом, по интенсивностям эмиссионных линий разных атомов в видимой части спектра туманности мы можем найти распределение энергии в далёкой ультрафиолетовой области спектра звезды.
6. Определение температур звёзд по линиям «небулия».
Как уже упоминалось, рассмотренный выше механизм свечения газовых туманностей (фотоионизации с последующими рекомбинациями) не является единственным. Наряду с ним в туманностях действует другой механизм, вызывающий свечение в главных небулярных линиях 𝙽₁ и 𝙽₂, а также в других линиях «небулия».
Тот факт, что свечение туманностей в линиях 𝙽₁ и 𝙽₂ происходит не в результате фотоионизаций, доказывается следующими соображениями:
1. Если бы кванты в линиях 𝙽₁ и 𝙽₂ возникали за счёт излучения звезды за границей основной серии дважды ионизованного кислорода, то температуры звёзд были бы чрезвычайно высоки, в некоторых случаях свыше миллиона кельвинов.
2. Имеется ряд планетарных туманностей, в спектрах которых нет линий ионизованного гелия, что объясняется слабостью излучения ядер за границей основной серии этого иона. Если бы линии 𝙽₁ и 𝙽₂ возникали вследствие фотоионизации, то в данном случае они также отсутствовали бы, так как потенциалы ионизации 𝙷𝚎⁺⁺ и 𝙾⁺⁺ почти совпадают. Однако линии 𝙽₁ и 𝙽₂ в спектрах всех планетарных туманностей являются наиболее интенсивными.