нагреваемого газа. Светлый ободок получается, когда ионизационный фронт подходит к плотному облаку газа со стороны горячей звезды. Если на пути фронта встречается область очень большой плотности, она остается неионизованной, и фронт огибает эту флуктуацию. Это и приводит к включениям областей Н I в области Н II в виде «слоновых хоботов». Сжимание холодного газа в области «слонового хобота» давлением газа зоны Н II может привести к полной изоляции газового сгустка и дать начало возникновению глобулы. Сжатие глобул горячим газом и образование в них так называемой кумулятивной сходящейся ударной волны облегчают их гравитационную конденсацию.

Особый случай представляют собой волокнистые туманности округлых очертаний в целом, вроде Рыбачьей сети в созвездии Лебедя. Но они очень немногочисленны и, по-видимому, являются результатом вспышек сверхновых звезд. О них мы уже рассказывали. Но волокнистость часто проявляется в туманностях, вытянутых обычно вдоль Млечного Пути. Эта вытянутость не может объясняться действием

различия в скорости обращения туманностей около центра Галактики на разных от него расстояниях. По-видимому, вытянутость туманностей обусловлена характером магнитного поля Галактики, силовые линии которого лежат в ее плоскости и вдоль спиральных ветвей.

Г. А. Шайн нашел подтверждение этому предположению, сопоставляя направления вытянутостей туманностей с данными о поляризации света звезд. Магнитное поле допускает движение газа вдоль силовых линий и тормозит движение поперек них. При расширении туманности она и растекается вдоль линий поля, вдоль спиральной ветви. Сдерживающее действие магнитного поля, сгущение силовых линий в одних местах и их разрежение в других местах, по-видимому, и обусловливают волокнистую структуру больших туманностей, вытянутых вдоль Млечного Пути. Ионизованный проводящий газ удерживает в себе силовые линии поля и перемещается вместе с ними. При сильных хаотических движениях силовые линии вместе с потоками газа запутываются, напряжение поля усиливается, а вместе с ним уплотняются газовые потоки, что, вероятно, и создает волокнистую структуру в обширных газовых туманностях, как, например, в созвездии Лебедя.

Планетарные туманности

Более внимательное изучение фотографий, на которых планетарные туманности видны лучше, показывает, что одни из них выглядят как равномерно светящиеся или как пятнистые диски, другие имеют вид колечка или колечка на фоне диска. Реже встречаются более сложные и даже загадочные формы, но, как правило, планетарная туманность симметрична и резко очерчена. Угловой диаметр самых гигантских планетарных туманностей составляет половину углового диаметра Луны, т. е. 1/4 градуса. Некоторые из них, более примечательные, получили забавные названия по сходству с чем-либо: Сова, Эскимо, Сатурн. Многие планетарные туманности так малы, что даже в наибольший телескоп неотличимы от звезды. Как же их тогда обнаруживают? Решает дело спектр.

Спектры подавляющего большинства звезд непрерывные, с темными линиями. Во всяком случае, они содержат обычные линии известных химических элементов. Спектры же газовых туманностей — это спектры разреженных газов; они содержат так называемые запрещенные линии, не наблюдаемые в земных лабораториях, и возникают лишь в крайне разреженных газах при условии, что газ облучают очень разреженные потоки света. Об этом мы уже говорили в разделе «История двух незнакомцев».

Рис. 171. Планетарная туманность в созвездии Лисички. (Фотография автора.)

Среди запрещенных линий, наблюдаемых только в газовых туманностях, первыми были замечены самые яркие — две зеленые линии, которые были приписаны неизвестному газу, имеющемуся только в туманностях. От латинского слова «небула» (туманность) этот газ получил название небулий, а его линии называют небулярными. В планетарных туманностях зеленые линии небулия ярче, чем сине-зеленая линия бальмеровской серии водорода Нβ. Это их и выдает.

До второй мировой войны было открыто всего лишь около полтораста планетарных туманностей. Сейчас их известно уже более 700.

В 1887 г. Дрейер в Англии составил каталог, содержащий почти 8 тысяч звездных скоплений и разных туманностей. Туманности часто обозначаются номерами по этому каталогу, например NGC 6720, где NGC есть сокращенное обозначение «Нового генерального каталога» Дрейера. Дополнение к нему, опубликованное в 1894 и 1908 гг., обозначается IC.

В каталоге Дрейера в основном содержатся галактики, которых тогда не умели еще распознавать. Находить в нем немногочисленные планетарные туманности, где к тому же о них нет необходимых и известных сейчас сведений, крайне неудобно. Кроме того, в нем нет множества туманностей, открытых позднее. Поэтому автор этой книги, начиная с 1931 г., составлял уже три раза специальные каталоги планетарных туманностей, дающие о них все важнейшие сведения — положение на небе, размер, яркость, физические свойства и т. д. Из этих трех каталогов последний содержит около 600 туманностей и в литературе сокращенно обозначается VV. Некоторые планетарные туманности имеют еще другие обозначения, на которых мы останавливаться не будем.

Как их открывают? Фотографировать спектр каждой слабой звезды обычным спектрографом, чтобы узнать, не планетарная ли это туманность — безнадежно долгое занятие. Ведь известные ранее планетарные туманности имеют суммарный блеск звезд от 7-й до 13-14-й звездной величины. Звезд же 15-й звездной величины уже около 15 миллионов, а более слабых еще больше.

Для обнаружения планетарных туманностей часто применяют объективную призму. Это призма с углом преломления 3–7°, которую ставят теперь перед светосильным телескопом с отверстием 25–60 см. Он охватывает площадь неба порядка 3x5° и фотографирует в виде ниточек спектры всех звезд, которые при данной экспозиции оставляют в определенной области неба свой след. Получаются сразу ниточные спектры сотен звезд, среди которых спектры планетарных туманностей сразу выделяются тем, что они выглядят как цепочка бусинок. Бусинки — это монохроматические изображения планетарной туманности в лучах небулярных, водородных и других линий (см. рис. 168). От очень слабых планетарных туманностей получается только одно изображение самой яркой линии, которой бывает либо главная зеленая линия небулия, либо красная водородная линия На. Немало таких туманностей было открыто в Абастуманской обсерватории в Грузии.

Большие туманности с низкой поверхностной яркостью открывают по снимкам, полученным со светосильными телескопами, применяя иногда красный светофильтр, который ослабляет гяешающий выявлению туманностей фон ночного неба.

Из-за малости масштаба снимков, на которых делаются эти открытия, для большинства из найденных 700 планетарных туманностей известно, и то с недостаточной точностью, их положение на небе, да в лучшем случае их суммарный блеск. О диаметре же их, структуре, линиях спектра ничего не известно, и наши сведения опираются пока на наблюдение полусотни наиболее ярких или крупных объектов.

В центре достаточно крупных планетарных туманностей обычно видна слабая звездочка. Как правило, она слабее, чем суммарный блеск ее туманной оболочки. На основе известной сейчас причины свечения туманностей можно утверждать, что в каждой из них есть такая звездочка — ядро. Оно невидимо лишь из-за слабости блеска. Изучать ядра еще труднее, чем сами туманности, так как они