Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
Представляет также интерес задача о нахождении поля L– излучения в оболочках новых звёзд. Скорости расширения этих оболочек гораздо больше скорости расширения планетарных туманностей. Поэтому в данном случае будет выполняться неравенство >>1. Следовательно, поле L– излучения в оболочках новых звёзд определяется в основном выходом квантов из оболочки вследствие эффекта Доплера.
4. Световое давление в туманностях.
Определение поля L– излучения в туманности даёт возможность вычислить давление, обусловленное этим излучением. Впервые такое вычисление сделал В. А. Амбарцумян [6], указавший на большую роль давления L– излучения в динамике туманностей. Особенно велика сила светового давления на границах туманности, где наибольшего значения достигает поток излучения. При этом сила светового давления различна на
Сила светового давления в линии L, действующая на единицу объёма за 1 с, равна
f
r
=
n
c
k
H
d
,
(27.76)
где n — число атомов водорода в 1 см^3, k — коэффициент поглощения, рассчитанный на один атом, H — поток излучения и c — скорость света.
Будем сначала считать, что туманность неподвижна или расширяется без градиента скорости. При прямоугольном контуре коэффициента поглощения вместо формулы (27.76) имеем
f
r
=
nkH
c
,
(27.77)
где H — полный поток излучения в линии L. Определение величины fr по формуле (27.77) для границ туманности не составляет труда, так как число L– квантов, выходящих из туманности, равно числу Lc– квантов звезды, поглощённых в туманности. Подсчёты дают, что под действием светового давления в линии L внешние части неподвижной туманности должны испытывать ускорение порядка 1 км/с за 10 лет. Примерно такой же величины торможение должны испытывать ближайшие к звезде слои расширяющейся туманности.
Однако, как мы знаем, предположение о прямоугольном контуре коэффициента поглощения является весьма грубым. В действительности силу светового давления в линии L надо определять не по формуле (27.77), а по формуле (27.76). При этом предварительно должна быть решена задача о диффузии излучения в линии при реальном контуре коэффициента поглощения и при учёте перераспределения излучения по частотам. Как было выяснено ранее, в ходе диффузии излучения происходит переход квантов из центральных частей линии в её крылья. Поэтому при большой оптической толщине туманности в центре линии L поток излучения H оказывается большим в крыльях линии и малым в её центральных частях. Между тем коэффициент поглощения k велик в центральных частях линии и мал в её крыльях. Вследствие сказанного формула (27.76) даёт для силы светового давления на границе туманности гораздо меньшие значения, чем формула (27.77) (примерно в 100 раз при оптической толщине туманности в центре линии L порядка 10).
В туманности, расширяющейся с градиентом скорости, сила светового давления в линии L будет также гораздо меньше значения, найденного по формуле (27.77) (см. [4]).
Чтобы уяснить смысл полученных результатов, надо иметь в виду, что планетарная туманность не может существовать долго. Вследствие расширения туманности плотность в ней уменьшается и туманность перестаёт быть видимой. Если туманность расширяется со скоростью 30 км/с, то за время порядка 10 лет её радиус станет порядка 10^1 см, а её плотность — порядка 10^2 г/см^3, т.е. примерно такой же, как и средняя плотность межзвёздной среды. За это же время, как следует из указанных подсчётов, световое давление в линии L может создать разность скоростей в туманности порядка 10 км/с. Хотя этот эффект и не очень велик, но при решении некоторых вопросов его надо принимать во внимание.
Приведённые результаты относятся к туманности, у которой нет зоны H I. В таких туманностях большинство атомов водорода находится в ионизованном
(n+n)
m
H
w
=
n
c
k
H
d
,
(27.78)
а в зоне H II выполняется неравенство n>>n.
В зоне H I имеет место обратное соотношение, т.е. n>>n. Однако в этой зоне почти не возникают L– кванты, вследствие чего поток излучения H очень мал. Излучение же в линии L, идущее от зоны H II, в своей основной части не поглощается в зоне H I, а значит, и не производит светового давления. Объясняется это тем, что доплеровская ширина линии D в зоне H I очень мала вследствие малости температуры Te. Поэтому световое давление в линии L в зоне H I не может быть значительным.
Интересно отметить, что в туманностях, обладающих зонами H II и H I, световое давление в линии L достигает максимума в переходной области между этими зонами. Как показывают вычисления, в тех случаях, когда масса зоны H I сравнительно невелика, световое давление может даже вызвать движение этой зоны относительно зоны H II. Таким путём, по мнению Г. А. Гурзадяна [2], образуются планетарные туманности, состоящие из двух оболочек.
Тот факт, что давление излучения в линии L может создать заметные относительные движения в туманностях, объясняется как большим числом L– квантов в туманности, так и большой величиной коэффициента поглощения в линии L. Как мы знаем, некоторые эффекты, связанные с диффузией излучения (уход квантов в крылья линии, эффект Доплера, вызванный наличием градиента скорости), уменьшают давление L– излучения в туманностях, но оно все же остаётся значительным.
Кроме давления излучения в линии L, некоторую роль в туманностях играет также давление Lc– излучения. Однако, в отличие от давления L– излучения, создающего относительные движения в туманности, давление излучения в лаймановском континууме вызывает ускоренное расширение всей туманности. Очевидно, что величина этого ускорения определяется уравнением
Mw
=
Ec
c
,
(27.79)
где M — масса туманности и Ec — энергия, излучаемая звездой в лаймановском континууме за 1 с (или часть этой энергии, если оптическая толщина туманности за границей серии Лаймана не превосходит единицу). Величину w можно легко оценить. Как мы знаем, масса планетарной туманности составляет приблизительно 0,01 M а величина Ec должна быть порядка 10^3 эрг/с. Поэтому из формулы (27.79) находим, что под действием давления Lc– излучения скорость расширения туманности должна возрастать примерно на 1 км/с за 1000 лет, т.е. на довольно заметную величину за время существования туманности. Можно считать, что такое заключение подтверждается наблюдательными данными, так как скорость расширения туманности v оказывается в среднем тем больше, чем меньше значение коэффициента дилюции в туманности.
Наблюдаемое расширение планетарных туманностей делает очень вероятным предположение о возникновении туманности в результате сбрасывания звездой своих внешних слоёв. В качестве подтверждения этой гипотезы можно отметить тот факт, что масса туманности составляет лишь небольшую долю массы звезды. Однако сейчас мы не можем указать ту катастрофу со звездой, которая приводит к образованию планетарной туманности. Одно время думали, что туманности возникают при вспышках новых или сверхновых звёзд. Против этого говорит сопоставление скоростей расширения выброшенных оболочек (порядка 1000 км/с) со скоростями расширения туманностей (которые всего порядка 10 км/с). К тому же масса оболочки новой звезды оказывается гораздо меньше (примерно в 1000 раз) массы планетарной туманности. В связи с этим высказывались предположения, что планетарные туманности образуются при отрыве оболочки с небольшой скоростью от каких-либо неустойчивых звёзд (например, от красных сверхгигантов). Совершенно другая точка зрения состоит в том, что планетарная туманность возникает вместе со своим ядром из дозвёздного вещества (см. [2]).