ЭЛЕКТРОННЫЕ ТЕМПЕРАТУРЫ ПЛАНЕТАРНЫХ ТУМАННОСТЕЙ
Электроны выбрасываются из атомов при ионизации квантами 
со скоростью v, определяемой из закона сохранения энергии (ср. (2.25)):
где 
— частота, соответствующая энергии ионизации (частота границы основной спектральной серии). Когда ядро планетарной туманности горячее, кванты с 
многочисленны и кинетическая энергия свободных электронов оказывается значительной. Посредством столкновений с ионами эта энергия распределяется между всеми газовыми частицами и определяет кинетическую или электронную температуру Те вещества туманности. Если последнее состоит главным образом из водорода, то, как показывают детальные подсчеты, электронная температура будет лишь немного ниже температуры ядра туманности. Другое дело, когда имеется большая примесь атомов или ионов, вроде 
или 
, в этом случае заметная доля энергии электронов будет расходоваться на возбуждение этих ионов, отчего электронная температура 
понизится. Если излучение ядра планетарной туманности нагревает ее, то ионы [ОII] и [ОIII] охлаждают, так что в туманности устанавливается температура 
около 10—12 тыс. Кельвинов.
Существует несколько способов определения 
. Один из них (способ Амбарцумяна) состоит в следующем. Как видно из рис. 154, ион 
имеет, кроме 
, еще один запрещенный переход с уровня на при котором излучается линия 
, но уровень лежит гораздо выше уровня 
— верхнего - для линии 
.
Возбудить ион на уровень могут лишь гораздо более энергичные электроны (см. задачу 1 к § 28), нежели электроны, возбуждающие до уровня 
, а это означает, что отношение интенсивностей линий 
будет тем меньше, чем выше электронная температура туманности. Измерения указанного отношения позволяют определить 
. Она оказывается в пределах от 9 до 25 тыс. Кельвинов.
Рис. 154. Схема запрещенных переходов у ионов OII (слева) и OIII. Нижний уровень на обеих схемах — основной. Все показанные переходы — запрещенные. Особенно мала вероятность перехода 
— один переход за 23 000 с. Переход 
совершается один раз за 50 с, а у 
- за 140 с
Но энергия электронов расходуется также на излучение туманности в непрерывном спектре при обратном захвате электрона ионом и при свободно-свободных переходах электронов в полях ионов, когда энергия электрона после встречи с ионом меньше, чем до встречи; кроме того, нередки неупругие столкновения электронов с многочисленными атомами водорода. Если учесть все эти охлаждающие факторы и увязать их с наблюдаемыми характеристиками планетарных туманностей, то для них получаются значения 
в пределах 9000—14 000 К.
