Эволюция планетарных туманностей и их ядер
Температуру ядер планетарных туманностей нельзя определить способами, применяемыми к обычным звездам, потому что линии их спектра часто либо ярки и широки либо плохо видны, либо совсем не видны. По распределению энергии в непрерывном спектре температуру горячих ядер тоже нельзя определять, так как это распределение в видимой области спектра мало меняется с температурой.
Занстра указал на возможный способ определения температуры ядра. Идея его состоит в том, что яркость туманности в видимых линиях спектра отвечает энергии в далеком ультрафиолетовом спектре ядра, - там, где кванты достаточно мощны, чтобы ионизовать атомы оболочки туманности и отрывать от них электроны при столкновении. Так, по яркости туманности в видимых линиях водорода можно определить яркость далекого ультрафиолетового участка спектра ядра с длиной волны короче 912 А (более длинноволновые кванты уже не могут ионизовать водород). Сравнение числа этих квантов с числом квантов в видимой области спектра ядра позволяет уже точно определить температуру его, если ядро излучает как абсолютно черное тело (для последнего распределение энергии во всем спектре в зависимости от температуры известно теоретически).
Недавно Г. С. Хромов использовал размеры зон ионизации разных атомов и из них получил значения энергии в трех точках ультрафиолетового спектра ядра. Исходя из этих значений энергии и применив формулу Планка, он получил температуру, характеризующую ультрафиолетовый участок спектра, около 150 000°. В более длинноволновой области спектр ядра представится формулой Планка для более низкой температуры. В 1965 г. сотрудница лаборатории автора Р. И. Носкова нашла хорошее соответствие видимой части спектра десятка ядер формуле Планка при температурах от 15 до 65 тыс. градусов.
Вопрос о температуре ядер остается еще плохо разработанным. Надо ожидать большой ее дисперсии, потому что ядра со спектрами поглощения О9-О5, вероятно, имеют такие же температуры, как обычные звезды этого класса, т. е. не выше 35 000°.
Автор этих строк еще много лет назад нашел, что температуры ядер со спектром Вольфа - Райе выше, чем ядер со спектром классов О9-О5. Самые высокие температуры находят у ядер с непрерывным спектром, не имеющим никаких линий - ни темных, ни ярких. Первое согласуется с тем, что мы имеем для обычных звезд О и Вольфа - Райе, а горячие звезды с непрерывным спектром, помимо ядер планетарных туманностей, неизвестны, если не говорить о двух-трех белых карликах.
Каковы бы ни были окончательные данные о расстоянии отдельных конкретных планетарных туманностей, незыблемым остается вывод, сделанный еще 35 лет назад при первых оценках расстояния до этих объектов, о том, что светимости ядер в среднем гораздо ниже, чем светимости обычных горячих звезд с такими же спектрами и температурами, но не имеющих обширных туманных оболочек. Более того, учитывая бесспорно большую дисперсию светимости ядер, можно было сказать, что по крайней мере некоторые ядра сходны с белыми карликами типа спутника Сириуса.
Ядра еще более сходны с бывшими новыми звездами и по температуре, и по спектру, и по светимости. Их правильнее было бы даже назвать, как я предлагал, голубыми или ультрафиолетовыми карликами. Массы их не могут быть меньше массы Солнца, а светимости некоторых из них во много раз меньше, чем у Солнца, следовательно, при высокой температуре их объемы много меньше, чем у Солнца, а плотности громадны. Последние, вероятно, приближаются к плотностям белых карликов, хотя, может быть, и не достигают их.
Привести точные числовые данные их физических характеристик мы не можем ввиду ненадежности всех данных. В частности, неизвестны те поправки, которые надо придать к их видимой (визуальной или фотографической) светимости, чтобы получить их болометрическую светимость, выражающую их суммарное излучение во всех длинах волн. Причина этого в отклонении их излучения от законов излучения черного тела. По-видимому, болометрические светимости ядер имеют гораздо меньшую дисперсию светимостей, чем их фотографические светимости.