Эмиссионная ( самосветящаяся ) туманность — межзвёздное облако , излучающее в оптическом диапазоне из-за ионизации собственного газа. В спектрах таких туманностей видны сильные эмиссионные линии , в том числе запрещённые , на фоне слабого непрерывного спектра. Эмиссионные туманности могут иметь различную природу: это могут быть, например, области H II или планетарные туманности .

Механизм излучения эмиссионных туманностей объясняется флуоресценцией : фотон в ультрафиолетовом диапазоне поглощается атомом и ионизует его, а затем, в результате рекомбинации и цепи спонтанных переходов излучаются фотоны с меньшей энергией, в том числе и в оптическом диапазоне .

Характеристики

Описание

Эмиссионные (самосветящиеся) туманности, как и остальные туманности , представляют собой межзвёздные облака из газа и пыли, которые выделяются на фоне неба. Они излучают в оптическом диапазоне , поэтому относятся к диффузным (светлым) туманностям . Эмиссионные туманности светят за счёт ионизации собственного газа, в отличие от отражательных , которые светят лишь отражённым светом звёзд . Температуры, размеры и массы таких туманностей могут заметно различаться (см. ниже ) .

Эмиссионные туманности иногда называют «газовыми» туманностями, противопоставляя их «пылевым» туманностям — тёмным и отражательным. Такое деление не отражает состав, поскольку соотношение газа и пыли приблизительно одинаково в разных туманностях, а вызвано тем, что в «газовых» туманностях наблюдается свечение газа, а в «пылевых» наблюдательные проявления — отражение либо поглощение света — вызваны пылью .

Спектры эмиссионных туманностей имеют эмиссионный характер: в них наблюдаются сильные эмиссионные линии , в том числе запрещённые . Непрерывный спектр слаб, а его вид зависит от типа эмиссионной туманности (см. ниже ). Это позволяет отличать эмиссионные туманности от отражательных: спектр последних непрерывен, как и у звёзд, свет которых они отражают. В спектрах эмиссионных туманностей наиболее заметны линии водорода , в частности H-альфа , линии нейтрального и ионизованного гелия , также сильны запрещённые линии дважды ионизованного кислорода и других элементов .

Типы эмиссионных туманностей

Эмиссионные туманности могут иметь различную природу: это могут быть, например, области H II или планетарные туманности . Остатки сверхновых также нередко причисляют к эмиссионным туманностям .

Области H II

Области H II — межзвёздные облака, вещество которых ионизуется излучением молодых, ярких звёзд ранних спектральных классов — O и B с температурами более 2⋅10 ⁴ K . В областях H II происходит активное звездообразование , срок их жизни составляет не более нескольких миллионов лет и они сосредоточены в основном в галактических спиральных рукавах . Типичная область H II ― Туманность Ориона .

Температуры таких объектов составляют порядка 10 ⁴ K . Как правило, их размеры — от менее чем одного светового года до нескольких сотен, концентрации частиц — от единиц до миллионов см ⁻³ (для сравнения, концентрация частиц в воздухе у поверхности Земли составляет 2,5⋅10 ¹⁹ см ⁻³ ), массы — от 100 до 10000 M _⊙ . Непрерывный спектр в областях H II — спектр теплового излучения с максимумом в ультрафиолетовом диапазоне .

Планетарные туманности

Планетарные туманности иногда рассматриваются как разновидность областей H II, поскольку вещество в них также ионизуется излучением звезды, но у этих объектов есть и ряд отличий. Планетарная туманность образуется, когда красный гигант — звезда небольшой или средней массы на поздней стадии эволюции , сбрасывает собственную оболочку, при этом от звезды остаётся горячее ядро, которое ионизует вещество сброшенной оболочки. Планетарные туманности сосредоточены к центру Галактики, срок их жизни не превышает нескольких десятков тысяч лет. Типичная планетарная туманность — Туманность Улитка .

Температуры самих планетарных туманностей и подсвечивающих их звёзд выше, чем у областей H II: у ядер планетарных туманностей могут достигать 1,5⋅10 ⁵ K . При этом планетарные туманности имеют меньшие размеры — не более нескольких световых лет, и меньшие массы — в среднем 0,3 M _⊙ .

Туманности, ионизованные ударными волнами

Существуют туманности, которые ионизуются не излучением, а ударными волнами . В межзвёздной среде ударные волны могут создаваться в результате взрывов звёзд — новых или сверхновых , а также при сильном звёздном ветре .

Частным случаем таких туманностей являются остатки сверхновых , которые нередко рассматриваются как разновидность эмиссионных туманностей. Они существуют около 100 тысяч лет на месте вспышек сверхновых, и в них, кроме ударных волн, вклад в ионизацию вещества вносит ультрафиолетовое синхротронное излучение . Синхротронное излучение также создаёт и непрерывный спектр этих объектов . Типичный пример остатка сверхновой — Крабовидная туманность .

Механизм излучения

В эмиссионных туманностях происходит непрерывная ионизация и рекомбинация атомов газа, из которого состоит туманность. Атомы в туманности ионизуются ультрафиолетовым излучением , причём рекомбинация происходит каскадным образом: электрон не сразу возвращается на основной уровень, а проходит несколько возбуждённых состояний , при переходе между которыми излучаются фотоны с меньшей энергией, чем у исходного. Таким образом, ультрафиолетовые фотоны в туманности «перерабатываются» в оптические — происходит флуоресценция .

Количество испускаемых фотонов в определённой линии в единице объёма за единицу времени пропорционально количеству столкновений ионов с протонами. В условиях туманности практически всё вещество ионизовано, а концентрация ионов ${\displaystyle n_{i}}$ приблизительно равна концентрации электронов ${\displaystyle n_{e}}$ , следовательно, поверхностная яркость туманности пропорциональна ${\displaystyle n_{i}n_{e}\approx n_{e}^{2}}$ , просуммированному вдоль луча зрения. Величина ${\textstyle E=\int n_{e}^{2}dl}$ (или ${\displaystyle n_{e}^{2}L}$ для однородной туманности протяжённостью ${\displaystyle L}$ ), получаемая таким образом, называется , а концентрация вещества может быть оценена из наблюдаемой поверхностной яркости .

Причины флуоресценции

Качественно причины флуоресценции описываются следующим образом. Можно рассмотреть ситуацию, в которой туманность подсвечивается звездой, излучающей как абсолютно чёрное тело с температурой ${\displaystyle T_{*}}$ . В таком случае спектральный состав излучения звезды в любой точке описывается формулой Планка для температуры ${\displaystyle T_{*}}$ , но плотность энергии излучения падает с увеличением расстояния до звезды и на больших расстояниях соответствует гораздо меньшей температуре, чем ${\displaystyle T_{*}}$ . В такой ситуации, согласно законам термодинамики , при взаимодействии с веществом излучение должно перераспределяться по частотам — от больших частот к меньшим, что и происходит в туманностях .

Более строго это явление объясняется теоремой Росселанда . В ней рассматриваются атомы с тремя возможными энергетическими уровнями 1, 2, 3 в порядке возрастания энергии и два противоположных циклических процесса: процесс I с переходами 1 → 3 → 2 → 1, и процесс II с переходами 1 → 2 → 3 → 1. В процессе I атомом поглощается фотон с высокой энергией и излучаются два фотона с низкой энергией, а в процессе II поглощаются два фотона с низкой энергией и излучается один с высокой энергией. Количество таких процессов в единицу времени обозначается, соответственно, ${\displaystyle N_{I}}$ и ${\displaystyle N_{II}}$ . Теорема утверждает, что если коэффициент дилюции излучения звезды ${\displaystyle W}$ мал, то есть звезда видна под небольшим телесным углом ${\displaystyle \Omega }$ (эти параметры соотносятся как ${\textstyle W={\frac {\Omega }{4\pi }}}$ ), то ${\textstyle {\frac {N_{II}}{N_{I}}}\approx W}$ , то есть, процесс II происходит значительно реже, чем процесс I. Таким образом, в эмиссионных туманностях, где коэффициент дилюции достаточно мал и может составлять 10 ⁻¹⁴ , на порядки чаще происходит превращение фотонов с высокой энергией в фотоны с низкой энергией, чем наоборот .

Взаимодействие излучения с атомами

Можно рассмотреть взаимодействие излучения с атомами водорода , из которых в основном и состоит туманность. Плотность вещества и излучения в туманности очень низка, и типичный атом водорода находится в ионизованном состоянии несколько сотен лет, пока в какой-то момент не столкнётся с электроном и не рекомбинирует, и через несколько месяцев он снова ионизуется ультрафиолетовым фотоном. Срок в несколько месяцев гораздо больше времени, за которое атом переходит в невозбуждённое (основное) состояние путём спонтанного излучения , поэтому практически все нейтральные атомы находятся в невозбуждённом состоянии. Это означает, что туманность непрозрачна для фотонов серии Лаймана , соответствующей переходам из основного состояния, но прозрачна для фотонов субординатных серий водорода .

Когда свободный электрон захватывается протоном , то испускается фотон, частота которого зависит от того, на каком энергетическом уровне оказался электрон. Если это не основной уровень, то излученный фотон покидает туманность, поскольку он относится к субординатной серии, а если электрон попал на основной уровень, то излучается фотон в лаймановской серии, который поглощается в туманности, ионизуя другой атом, и процесс повторяется. Таким образом, рано или поздно испускается фотон в одной из субординатных серий, который покидает туманность. Аналогично происходит и со спонтанными переходами между уровнями: при переходе электрона на любой уровень, кроме основного, испускается фотон, который выходит из туманности, иначе испускается фотон в лаймановской серии, который затем поглощается. В какой-то момент электрон перейдёт на второй энергетический уровень и излучится фотон в бальмеровской серии ; после этого будет возможен только переход со второго уровня на первый с излучением фотона в линии лайман-альфа . Такой фотон будет постоянно поглощаться и переизлучаться, но в конечном итоге покинет туманность. Это означает, что каждый ультрафиолетовый фотон, который ионизует атом водорода, превращается в какое-то количество фотонов, среди которых будет фотон в бальмеровской серии и фотон в линии лайман-альфа .

Сказанное выше также означает, что суммарная интенсивность бальмеровских линий тесно связана с мощностью излучения звезды, ионизующей туманность, в ультрафиолетовом диапазоне. Тогда, наблюдая лишь в оптическом диапазоне , можно сравнивать интенсивность излучения звезды в нём с интенсивностью бальмеровских линий и получать информацию об излучении звезды в разных частях спектра. Такой метод, называемый методом Занстра , позволяет оценивать температуру звезды. Аналогичные рассуждения можно распространить и на другие атомы, например, гелий . При этом у водорода, гелия и ионизованного гелия потенциалы ионизации составляют 13,6, 24,6 и 54,4 эВ соответственно, таким образом, светимость туманности в линиях этих атомов соответствует светимости звезды в разных частях ультрафиолетового диапазона. Оценки температуры одной и той же звезды по линиям разных атомов могут быть различными: это связано с отличием спектра звезды от спектра абсолютно чёрного тела .

При ионизации излучением относительные интенсивности бальмеровских линий практически не зависят от температуры — это отношение между ними называется бальмеровским декрементом . Наблюдаемый во многих туманностях бальмеровский декремент отличается от теоретически предсказанного из-за того, что межзвёздное поглощение селективно, то есть, по-разному ослабляет излучение в разных длинах волн. Сравнивая теоретический и наблюдаемый бальмеровский декремент, можно определять величину межзвёздного поглощения в Галактике .

Низкая частота столкновений частиц делает возможными запрещённые переходы для таких атомов, как кислород или азот , и, следовательно, излучение в запрещённых линиях : хотя время жизни атома в метастабильном состоянии достаточно велико, оно всё же значительно меньше среднего времени между столкновениями и спонтанные переходы из метастабильных состояний также возможны. По интенсивностям запрещённых линий можно определять различные параметры туманности: например, интенсивность линий определённого атома или иона зависит от содержания этого элемента в туманности .

Ударное возбуждение

При ионизации атомов возникают свободные электроны с некоторой кинетической энергией. Поэтому имеет место и ударное возбуждение атомов при столкновении с такими электронами, после которого происходит спонтанное излучение . Этот механизм вносит основной вклад в излучение атомов с небольшим потенциалом ионизации , таких как кислород . Для атомов с высоким потенциалом ионизации, в частности, для водорода ударное возбуждение не вносит значительного вклада в ионизацию, поскольку средняя энергия свободного электрона в туманности существенно меньше, чем энергия возбуждения атома водорода .

Некоторые запрещённые линии соответствуют переходам из состояний, которые возбуждаются электронными ударами. Это позволяет измерять концентрацию электронов и : чем больше концентрация, тем более населены будут соответствующие уровни, но при слишком большой концентрации столкновения будут происходить слишком часто, атомам не будет хватать времени для перехода из метастабильного состояния и запрещённые линии будут слабее. Электронная температура — мера средней кинетической энергии электронов: от неё зависит, какая доля электронов способна возбудить то или иное состояние, поэтому её можно определить, сравнивая интенсивности запрещённых линий одного иона, в разных возбуждённых состояниях .

Степень ионизации

Эмиссионная туманность может быть ограничена собственным веществом ( англ. gas-bounded nebula ) либо излучением ( англ. radiation-bounded nebula ). В первом случае ультрафиолетовое излучение достигает всех частей облака, и видимые границы туманности определяются размерами и формой самого облака. Во втором случае ультрафиолетовое излучение оказывается недостаточно мощным, чтобы ионизовать атомы водорода во всех частях облака, и видимые границы туманности определяются мощностью ультрафиолетового излучения . Поскольку нейтральный водород хорошо поглощает свет, граница между областями, где большинство атомов ионизованы и где большинство атомов водорода нейтральны, оказывается довольно резкой. Если в туманности находится одна звезда, то область, где большая часть атомов водорода должна быть ионизована, имеет сферическую форму и называется сферой Стрёмгрена .

Если в туманности есть область, где атомы ионизованы дважды, то аналогичная граница может наблюдаться между ней и областью, где атомы в основном ионизованы однократно. Это приводит к тому, что области туманности, излучающие в определённых линиях, имеют разный размер: например, область, излучающая в линиях ионизованного гелия, значительно меньше области, излучающей в линиях нейтрального гелия .

История изучения

В 1610 году была открыта туманность Ориона , но долгое время после этого учёным не было известно даже об отличиях туманностей от галактик . В 1864 году Уильям Хаггинс впервые исследовал спектры различных туманностей и на основе вида их спектра сделал вывод, что некоторые из них состоят из нагретого газа: таким образом были выделены «газовые» туманности . В 1868 году он предположил, что некоторые яркие линии в спектрах туманностей излучаются атомами неизвестного ранее химического элемента небулия , но эта гипотеза была ошибочной: в 1927 году Айра Боуэн показал, что линии, которые приписывались небулию, на самом деле являются запрещёнными линиями азота и кислорода .

Из-за простоты физических условий в таких туманностях — низкой плотности вещества и излучения — физика эмиссионных туманностей оказалась тем разделом теоретической астрофизики , который был детально разработан в первую очередь, а его результаты стали применяться и в других разделах астрофизики .

Примечания

Литература

• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М. : УРСС , 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Соболев В. В. . — 3-е, переработанное. — М. : Наука , 1985. — 504 с.
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. . — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .