НЕПРЕРЫВНЫЙ СПЕКТР ПЛАНЕТАРНЫХ ТУМАННОСТЕЙ. ИХ МАССЫ

Как видно из рис. 151 и 152, планетарная туманность может излучать довольно интенсивный непрерывный спектр. Он особенно хорошо заметен за границей бальмеровской серии , что хорошо видно в спектре NGC 7009 на рис. 152. Это — рекомбинационное излучение, происходящее при возвращении электрона на второй уровень атома водорода.

В § 5 мы показал и что интенсивность этого излучения определяет в первую очередь интегралом , который мы назвали мерой эмиссии (М.Е.). Он берется вдоль толщи туманности s. Ввиду большой протяженности туманности принято уменьшать его в раз, т.е. выражать расстояние в парсеках. Благодаря этому М.Е. для разных туманностей выражается числами порядка нескольких сотен или тысяч. Интеграл М. Е. может быть непосредственно оценен из наблюдений поверхностной яркости и тогда, если располагать правильной оценкой геометрической толщи туманности , может быть без труда получена средняя концентрация электронов .

Нетрудно подсчитать в каждом месте длину луча зрения внутри сферической туманности или туманности, состоящей из оболочки определенной толщины, если известно расстояние до нее. Как мы уже указывали раньше, расстояния до планетарных туманностей определяются с большим трудом, да и разные методы определения часто приводят к разногласиям в 2—5 раз, но порядок выводимых значений заслуживает доверия: у средней планетарной туманности число электронов на 1 см3 равно нескольким тысячам (от 1 до 6). У планетарных туманностей с низкой поверхностной яркостью, например у NGC 7293, изображенной на рис. . Наоборот, у некоторых малых и плотных туманностей, отличающихся низким значением отношения интенсивностей , чтобы избежать непомерно высоких значений кинетической температуры, приходится принять значения .

По-прежнему считая, что водород в туманностях полностью преобладает над другими элементами, полагаем

где — число атомов водорода. При известных линейных размерах планетарной туманности (поперечник D см) получаем массу туманности

где — масса атома водорода. Для средней планетарной туманности получается масса .

Формула (28.5) содержит в себе плохо определяемую величину — линейный поперечник туманности, а также плотность водородных атомов — величину, непосредственно не наблюдаемую. Можно построить другую формулу, в которой будут фигурировать в явном виде, наблюдаемые величины. Поскольку излучение водородными атомами пропорционально , полное излучение туманности в какой-либо линии, например , будет пропорционально , а во всем объеме V туманности , т. е. светимость , где r — расстояние до туманности, — ее угловой радиус. С другой стороны, если F — абсолютное значение потока в линии , наблюдаемое на Земле, то полный поток, излучаемый туманностью, будет . Исключая L из последних двух выражений, найдем

— формулу, в которой сильная зависимость от r подчеркнута. Поэтому лучше эту формулу «перевернуть»:

и использовать для нахождения расстояния r. входит сюда в малой степени и для него можно подобрать какое-либо, одинаковое для всех планетарных туманностей, значение, например , не опасаясь, что это приведет к большим ошибкам. Коэффициент пропорциональности определяют статистически по наиболее близким объектам, для которых значение получают из других соображений. Таким образом получается шкала расстояний для планетарных расстояний (впервые получена Шкловским), надежная при сравнении расстояний разных туманностей, хотя и не столь надежная в абсолютном смысле.

Заметим, что еслй вместо потока F мы найдем поверхностную яркость так, что , то формула (28.6) перепишется следующим образом: